El hielo amorfo (hielo no cristalino o "vítreo") es una forma sólida amorfa de agua. El hielo común es un material cristalino en el que las moléculas están dispuestas regularmente en una red hexagonal, mientras que el hielo amorfo carece de un orden de largo alcance en su disposición molecular. El hielo amorfo se produce enfriando rápidamente agua líquida (por lo que las moléculas no tienen tiempo suficiente para formar una red cristalina ) o comprimiendo hielo ordinario a bajas temperaturas.
Aunque casi todo el hielo de agua de la Tierra es el conocido hielo cristalino I h , el hielo amorfo domina en las profundidades del medio interestelar , lo que hace que ésta sea probablemente la estructura más común para el H 2 O en el universo en general. [1]
Así como existen muchas formas diferentes de hielo cristalino (actualmente se conocen más de diecisiete), también existen diferentes formas de hielo amorfo, que se distinguen principalmente por sus densidades .
Los hielos amorfos tienen la propiedad de suprimir las fluctuaciones de densidad de largo alcance y, por lo tanto, son casi hiperuniformes . [2] A pesar del epíteto "hielo", el análisis de clasificación que utiliza redes neuronales ha demostrado que los hielos amorfos son vasos . [3]
Se puede formar hielo amorfo cuando el agua líquida se enfría a su temperatura de transición vítrea (aproximadamente 136 K o -137 ° C) en milisegundos para evitar la nucleación espontánea de cristales. [ cita necesaria ]
La presión es otro factor importante en la formación de hielo amorfo, y los cambios de presión pueden hacer que una forma se convierta en otra. [ cita necesaria ]
Se pueden agregar crioprotectores al agua para reducir su punto de congelación (como el anticongelante ) y aumentar la viscosidad, lo que inhibe la formación de cristales. La vitrificación sin adición de crioprotectores se puede lograr mediante un enfriamiento muy rápido. Estas técnicas se utilizan en biología para la criopreservación de células y tejidos. [ cita necesaria ]
El hielo amorfo de baja densidad , también llamado LDA , hielo de agua amorfa depositado en vapor o agua sólida amorfa (ASW, por sus siglas en inglés) generalmente se forma en el laboratorio mediante una acumulación lenta de moléculas de vapor de agua ( deposición física de vapor ) sobre una superficie de cristal metálico muy suave bajo 120 K. En el espacio exterior se espera que se forme de manera similar en una variedad de sustratos fríos, como partículas de polvo. [4]
Al fundirse más allá de su temperatura de transición vítrea (T g ) entre 120 y 140 K, el LDA es más viscoso que el agua normal. Estudios recientes han demostrado que el líquido viscoso permanece en esta forma alternativa de agua líquida hasta entre 140 y 210 K, un rango de temperatura en el que también habita el hielo I c . [5] [6] [7] LDA tiene una densidad de 0,94 g/cm 3 , menos densa que el agua más densa (1,00 g/cm 3 a 277 K), pero más densa que el hielo ordinario ( hielo I h ).
Por el contrario, el agua vítrea hiperapagada (HGW) se forma rociando una fina niebla de gotas de agua en un líquido como el propano a alrededor de 80 K, o hiperapagando gotas finas del tamaño de un micrómetro en un portamuestras mantenido a una temperatura de nitrógeno líquido , 77 K. , en un aspirador. Se requieren velocidades de enfriamiento superiores a 10 4 K/s para evitar la cristalización de las gotas. A una temperatura del nitrógeno líquido de 77 K, el HGW es cinéticamente estable y puede almacenarse durante muchos años.
El hielo amorfo de densidad media ( MDA ) se descubrió en 2023. [8] [9] Se puede crear agitando hielo normal en un recipiente pequeño con bolas de acero inoxidable de un centímetro de ancho a temperaturas de –200˚ C. Las bolas de metal produjo una fuerza de corte sobre el hielo rompiéndolo en un polvo de hielo blanco. Fue creado por primera vez por Alexander Rosu-Finsen y su equipo en el University College London . [10] El proyecto fue dirigido por Christoph G. Salzmann. La densidad del MDA es casi igual a la del agua (1,06 ± 0,06 g cm-3), lo que hace que los científicos sospechen que se trata del estado vítreo del agua líquida. La presencia de condiciones similares en Europa, la luna helada de Júpiter, puede actuar como una predicción sobre el tipo de hielo presente allí. Otra propiedad del MDA es que al comprimirlo, liberarlo y luego calentarlo, libera una gran cantidad de energía térmica, a diferencia de otros helados de agua que vuelven a su forma normal después de recibir un tratamiento similar. Esto puede provocar "temblores de hielo" en el hielo de un kilómetro de espesor de las lunas de otros planetas.
El hielo amorfo de alta densidad ( HDA ) se puede formar comprimiendo hielo por hora a temperaturas inferiores a ~140 K. A 77 K, el HDA se forma a partir de hielo natural ordinario a aproximadamente 1,6 GPa [11] y a partir de LDA a aproximadamente 0,5 GPa [12]. (aproximadamente 5.000 atmósferas). A esta temperatura, se puede recuperar la presión ambiente y mantenerla indefinidamente. En estas condiciones (presión ambiente y 77 K), HDA tiene una densidad de 1,17 g/cm 3 . [11]
Peter Jenniskens y David F. Blake demostraron en 1994 que también se crea una forma de hielo amorfo de alta densidad durante la deposición de vapor de agua en superficies de baja temperatura (< 30 K), como los granos interestelares. Las moléculas de agua no se alinean completamente para crear la estructura de jaula abierta del hielo amorfo de baja densidad. Muchas moléculas de agua terminan en posiciones intersticiales. Cuando se calienta por encima de 30 K, la estructura se realinea y se transforma en una forma de baja densidad. [5] [13]
El hielo amorfo de muy alta densidad ( VHDA ) fue descubierto en 1996 por Osamu Mishima, quien observó que el HDA se volvía más denso si se calentaba a 160 K a presiones entre 1 y 2 GPa y tenía una densidad de 1,26 g/cm 3 a presión y temperatura ambiente. de 77 K. [14] Más recientemente se sugirió que este hielo amorfo más denso era una tercera forma amorfa de agua, distinta de HDA, y se denominó VHDA. [15]
En general, el hielo amorfo se puede formar por debajo de ~130 K. [16] A esta temperatura, las moléculas de agua son incapaces de formar la estructura cristalina que se encuentra comúnmente en la Tierra. También se puede formar hielo amorfo en la región más fría de la atmósfera terrestre, la mesosfera polar de verano, donde existen nubes noctilucentes . [17] Estas bajas temperaturas se logran fácilmente en entornos astrofísicos como nubes moleculares, discos circunestelares y las superficies de objetos en el Sistema Solar exterior. En el laboratorio, el hielo amorfo se transforma en hielo cristalino si se calienta por encima de 130 K, aunque la temperatura exacta de esta conversión depende del medio ambiente y de las condiciones de crecimiento del hielo. [18] La reacción es irreversible y exotérmica y libera entre 1,26 y 1,6 kJ/mol. [18]
Un factor adicional para determinar la estructura del hielo de agua es la tasa de deposición. Incluso si hace suficiente frío como para formar hielo amorfo, se formará hielo cristalino si el flujo de vapor de agua sobre el sustrato es menor que un flujo crítico dependiente de la temperatura. [19] Es importante considerar este efecto en entornos astrofísicos donde el flujo de agua puede ser bajo. Por el contrario, el hielo amorfo se puede formar a temperaturas superiores a las esperadas si el flujo de agua es alto, como en los eventos de congelación repentina asociados con el criovulcanismo .
A temperaturas inferiores a 77 K, la irradiación de fotones ultravioleta, así como de electrones e iones de alta energía, pueden dañar la estructura del hielo cristalino, transformándolo en hielo amorfo. [20] [21] El hielo amorfo no parece verse afectado significativamente por la radiación a temperaturas inferiores a 110 K, aunque algunos experimentos sugieren que la radiación podría reducir la temperatura a la que el hielo amorfo comienza a cristalizar. [21]
El hielo amorfo se puede separar del hielo cristalino basándose en su espectro infrarrojo cercano e infrarrojo. En longitudes de onda del infrarrojo cercano, las características de las líneas de absorción de agua de 1,65, 3,1 y 4,53 μm dependen de la temperatura del hielo y el orden de los cristales. [22] La fuerza máxima de la banda de 1,65 μm, así como la estructura de la banda de 3,1 μm, son particularmente útiles para identificar la cristalinidad del hielo de agua. [23] [24]
En longitudes de onda IR más largas, el hielo amorfo y cristalino tienen bandas de absorción características diferentes a 44 y 62 μm, ya que el hielo cristalino tiene una absorción significativa a 62 μm, mientras que el hielo amorfo no. [21] Además, estas bandas se pueden utilizar como indicador de temperatura a temperaturas muy bajas donde otros indicadores (como las bandas de 3,1 y 12 μm) fallan. [25] Esto es útil para estudiar el hielo en el medio interestelar y los discos circunestelares. Sin embargo, observar estas características es difícil porque la atmósfera es opaca en estas longitudes de onda, lo que requiere el uso de observatorios infrarrojos espaciales.
Las nubes moleculares tienen temperaturas extremadamente bajas (~10 K), lo que las sitúa dentro del régimen del hielo amorfo. Se ha confirmado mediante observaciones la presencia de hielo amorfo en las nubes moleculares. [26] Cuando las nubes moleculares colapsan para formar estrellas, no se espera que la temperatura del disco circunestelar resultante supere los 120 K, lo que indica que la mayor parte del hielo debería permanecer en un estado amorfo. [19] Sin embargo, si la temperatura aumenta lo suficiente como para sublimar el hielo, entonces puede volver a condensarse en una forma cristalina ya que la tasa de flujo de agua es muy baja. Se espera que este sea el caso en el disco circunestelar de IRAS 09371+1212, donde se observaron firmas de hielo cristalizado a pesar de una baja temperatura de 30 a 70 K. [27]
Para la nebulosa solar primordial, existe mucha incertidumbre en cuanto a la cristalinidad del hielo de agua durante las fases del disco circunestelar y de formación de planetas. Si el hielo amorfo original sobrevivió al colapso de la nube molecular, entonces debería haberse conservado a distancias heliocéntricas más allá de la órbita de Saturno (~12 AU). [19]
La posibilidad de la presencia de hielo de agua amorfa en los cometas y la liberación de energía durante la transición de fase a un estado cristalino se propuso por primera vez como mecanismo para las explosiones de los cometas. [28] La evidencia de hielo amorfo en los cometas se encuentra en los altos niveles de actividad observados en los cometas de período largo, Centauro y de la familia Júpiter a distancias heliocéntricas más allá de ~6 AU. [29] Estos objetos son demasiado fríos para que la sublimación del hielo de agua, que acerca la actividad de los cometas al Sol, tenga mucho efecto. Los modelos termodinámicos muestran que las temperaturas de la superficie de esos cometas están cerca de la temperatura de transición del hielo amorfo/cristalino de ~130 K, lo que respalda esto como una fuente probable de actividad. [30] La cristalización descontrolada del hielo amorfo puede producir la energía necesaria para impulsar explosiones como las observadas en el cometa centauro 29P/Schwassmann-Wachmann 1. [31] [32]
Con temperaturas de equilibrio de radiación de 40 a 50 K, [33] se espera que los objetos en el Cinturón de Kuiper tengan hielo de agua amorfa. Si bien se ha observado hielo de agua en varios objetos, [34] [35] la extrema debilidad de estos objetos dificulta determinar la estructura de los hielos. Se observaron firmas de hielo de agua cristalina en 50000 Quaoar , quizás debido a eventos de resurgimiento como impactos o criovulcanismo. [36]
El espectrómetro de mapeo de infrarrojo cercano (NIMS) de la nave espacial Galileo de la NASA cartografió espectroscópicamente la superficie del hielo de los satélites jovianos Europa , Ganímedes y Calisto . Las temperaturas de estas lunas oscilan entre 90 y 160 K, [37] lo suficientemente cálidas como para que se espere que el hielo amorfo cristalice en escalas de tiempo relativamente cortas. Sin embargo, se descubrió que Europa tiene hielo principalmente amorfo, Ganímedes tiene hielo tanto amorfo como cristalino, y Calisto es principalmente cristalino. [38] Se cree que esto es el resultado de fuerzas en competencia: la cristalización térmica del hielo amorfo versus la conversión de hielo cristalino en amorfo por el flujo de partículas cargadas de Júpiter. Más cerca de Júpiter que las otras tres lunas, Europa recibe el mayor nivel de radiación y, por tanto, debido a la irradiación tiene el hielo más amorfo. Calisto es la más alejada de Júpiter, recibe el menor flujo de radiación y por tanto mantiene su hielo cristalino. Ganímedes, que se encuentra entre los dos, exhibe hielo amorfo en latitudes altas y hielo cristalino en latitudes más bajas. Se cree que esto es el resultado del campo magnético intrínseco de la luna, que canalizaría las partículas cargadas a latitudes más altas y protegería las latitudes más bajas de la irradiación. [38]
La superficie del hielo de Encelado , la luna de Saturno, fue cartografiada por el espectrómetro de mapeo visual e infrarrojo (VIMS) de la sonda espacial Cassini de NASA/ESA/ASI. La sonda encontró hielo tanto cristalino como amorfo, con un mayor grado de cristalinidad en las grietas de la "raya de tigre" en la superficie y más hielo amorfo entre estas regiones. [22] El hielo cristalino cerca de las rayas del tigre podría explicarse por temperaturas más altas causadas por la actividad geológica que es la causa sospechosa de las grietas. El hielo amorfo podría explicarse por la congelación repentina debida al criovulcanismo, la rápida condensación de moléculas de los géiseres de agua o la irradiación de partículas de alta energía de Saturno. [22]
Las nubes de hielo se forman en y debajo de la mesopausia de alta latitud de la Tierra (~90 km), donde se ha observado que las temperaturas caen por debajo de los 100 K. [39] Se ha sugerido que la nucleación homogénea de partículas de hielo da como resultado hielo amorfo de baja densidad. [40] Es probable que el hielo amorfo esté confinado a las partes más frías de las nubes y se cree que la acumulación de hielo desordenado I domina otras partes de estas nubes mesosféricas polares . [41]
El hielo amorfo se utiliza en algunos experimentos científicos, especialmente en microscopía crioelectrónica de biomoléculas. [42] Las moléculas individuales se pueden conservar para obtener imágenes en un estado cercano al que se encuentran en agua líquida.