Esperimenti di coprecipitazione NH3-H2O. Tutti gli esperimenti sono stati eseguiti su un substrato d’oro. I TPD hanno una pendenza di 0,2K/s. Le linee continue rappresentano l’adsorbimento di NH3 mentre le linee tratteggiate rappresentano l’adsorbimento di acqua. Le linee dello stesso colore appartengono allo stesso insieme di esperimenti. Riquadro: TPD di NH3 da una superficie d’oro utilizzata per calibrare tutti gli esperimenti successivi. – Ph.SR astronomico
Le molecole contenenti N (come N2H+ o NH3) sono eccellenti traccianti di regioni ad alta densità e a bassa temperatura come i nuclei di nubi dense e possono far luce sui limiti delle nevi nei dischi protoplanetari e sull’evoluzione chimica delle comete.
Tuttavia, esistono incertezze sulla chimica della superficie dei grani di queste molecole, che potrebbero svolgere un ruolo importante nella loro formazione ed evoluzione. Questo studio esplora sperimentalmente il comportamento dell’NH3 su superfici che imitano i grani in condizioni interstellari insieme ad altri principali componenti del ghiaccio interstellare (ad esempio H2O, CO, CO2).
Abbiamo eseguito esperimenti di co-precipitazione utilizzando un sistema di vuoto ultra-alto (UHV) VENUS (VERs des NoUvelles Syntheses) per NH3 insieme ad altri adsorbenti (qui, H2O, 13CO e CO2) ed eseguito il desorbimento a temperatura programmata (TPD) e la misurazione della temperatura. desorbimento programmato durante… Esperimenti di assorbimento dell’esposizione (TP-DED). Abbiamo ottenuto la distribuzione dell’energia di legame (BE) di NH3 su ghiaccio cristallino (CI) e acqua solida amorfa compatta (c-ASW) analizzando i profili TPD di NH3 sui substrati.
Osserviamo un significativo ritardo di adsorbimento e una diminuzione del tasso di adsorbimento di NH3 quando H2O viene introdotta nella miscela co-depositata di NH3-13Co o NH3-CO2, assente senza H2O. In secondo luogo, l’acqua intrappola circa il 5-9% dell’NH3 co-precipitata, che viene rilasciata durante il cambiamento di fase dell’acqua da amorfa a cristallina.
In terzo luogo, per CI, abbiamo ottenuto la distribuzione BE tra 3780K-4080K e la c-ASW tra 3780K-5280K, utilizzando un fattore pre-esponenziale A = 1,94e15 s-1. Concludiamo che il comportamento di NH3 è significativamente influenzato dalla presenza di H2O a causa della formazione di legami idrogeno, in linea con i calcoli quantistici. Questa reazione preserva NH3 sulle superfici dei grani a temperature più elevate, rendendola disponibile alla protostella centrale nei dischi protoplanetari. Ciò spiega anche perché l’NH3 congela in modo così efficiente nei nuclei prestellari.
S. Kakkenpara Suresh, F. Dulieu, J. Vitorino, P. Caselli
Argomenti: Astrofisica delle Galassie (astro-ph.GA); Astrofisica solare e stellare (astro-ph.SR)
Citare come: arXiv:2311.18619 [astro-ph.GA] (Oppure arXiv:2311.18619v1 [astro-ph.GA] per questa versione)
Data di presentazione
Chi: Shreya Kakinpara Suresh
[v1] Giovedì 30 novembre 2023 alle 15:20:39 UTC (3.856 KB)
https://arxiv.org/abs/2311.18619
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