비정질 얼음

Amorphous ice

비정질 얼음은 물의 비정질 고체 형태이다.일반 얼음은 분자가 육각형 격자로 규칙적으로 배열된 결정성 물질인 반면, 비정질 얼음은 분자 배열에서 장거리 순서가 결여되어 있습니다.비정질 얼음은 액체 상태의 물을 빠르게 냉각시키거나(그래서 분자가 결정 격자를 형성하기에 충분한 시간을 갖지 못하거나) 일반 얼음을 낮은 온도에서 압축함으로써 만들어집니다.

지구의 거의 모든 물 얼음은 친숙한 결정성 얼음h I이지만, 비정질 얼음은 성간 매질의 깊은 곳에서 지배하고 있으며,[1] 이것은 우주에서 가장 흔한 HO 구조일2 가능성이 높습니다.

얼음의 많은 다른 결정 형태가 있는 것처럼, 주로 밀도로 구별되는 비정질 얼음의 다른 형태도 있습니다.

형성

비정질 얼음의 생산은 빠른 냉각 속도에 달려 있다.액체 상태의 물은 결정의 자발적 핵생성을 방지하기 위해 유리 전이 온도(약 136K 또는 -137°C)까지 밀리초 내에 냉각해야 합니다.

압력은 비정질 얼음의 형성에 있어 또 다른 중요한 요소이며, 압력의 변화는 어떤 형태를 다른 형태로 바꾸게 할 수 있다.

동결방지제는 어는 점을 낮추고 점도를 높이기 위해 물에 첨가되어 결정 형성을 억제할 수 있습니다.저온 보호제를 첨가하지 않은 유리화는 매우 빠른 냉각으로 달성할 수 있습니다.이 기술들은 세포와 조직의 저온 보존을 위해 생물학에서 사용된다.

폼

저밀도 비정질 얼음

LDA라고도 불리는 저밀도 비정질 얼음은 보통 120K 이하의 매우 매끄러운 금속 결정 표면에 수증기 분자(물리적 증착)가 천천히 축적됨으로써 실험실에서 형성됩니다.우주 공간에서는 먼지 [2]입자와 같은 다양한 차가운 기판 위에서 유사한 방식으로 형성될 것으로 예상됩니다.

120~140K 사이의 유리 전이 온도(Tg)를 지나 녹으면 일반 물보다 점성이 높습니다.최근 연구에 따르면 점성이 높은 액체는 얼음c [3][4][5]I이 거주하는 온도 범위인 140~210K의 액체 물 형태에 머물러 있다. LDA는 밀도가 0.94g/cm로3 가장 높은 물(277K의 1.00g/cm3)보다는 낮지만 일반 얼음(얼음h I)보다는 밀도가 높다.

반면, 액체질소온도 77K로 유지된 시료 홀더에 80K 안팎의 미스트를 프로판 등의 액체에 분사하거나 마이크로미터 크기의 미세한 물방울을 진공상태에서 초경화함으로써 초경화 유리수(HGW)를 형성한다.물방울의 결정화를 방지하기 위해서는 10 K/s 이상의4 냉각 속도가 필요합니다.액체질소 온도 77K에서 HGW는 동력학적으로 안정적이며 수년 동안 저장할 수 있습니다.

고밀도 비정질 얼음

고밀도 비정질 얼음(HDA)은 140K 이하의 온도에서 얼음h I을 압축함으로써 형성될 수 있다.77K에서 HDA는 약 1.6GPa의[6] 일반 자연 얼음과 약 0.5GPa[7](약 5,000ATM)의 LDA에서 형성된다.이 온도에서는 주변 압력으로 복구하여 무기한 유지할 수 있습니다.이러한 조건(주변 압력 및 77K)에서 HDA의 밀도는 1.17g/[6]cm이다3.

피터 제니스켄스와 데이비드 F.블레이크는 1994년 성간 입자와 같은 저온(30K 미만) 표면에서 물이 증착되는 동안 고밀도 비정질 얼음의 형태도 생성된다는 것을 증명했다.물 분자는 저밀도 비정질 얼음의 열린 케이지 구조를 만들기 위해 완전히 정렬되지 않는다.많은 물 분자들은 중간 위치에 있게 된다.30K 이상으로 데우면 구조가 다시 정렬되어 저밀도 형태로 [3][8]변환됩니다.

초고밀도 비정질 얼음

미시마 오사무(Mishima)는 1996년 HDA가 1 - 2 GPa 압력에서 160K로 [9]가열될 경우 밀도가 높아지고 주변 압력 및 온도 77K에서 1.26g3/cm의 밀도를 갖는다는 것을 관찰한 미시마 오사무(Mishima Osamu)에 의해 발견되었다.최근에는 HDA와 구별되는 세 번째 비정질 물의 형태이며 VHDA로 [10]명명되었다.

태양계의 비정질 얼음

특성.

일반적으로, 비정질 얼음은 130 [11]K 이하에서 형성될 수 있습니다.이 온도에서 물 분자는 지구에서 흔히 볼 수 있는 결정 구조를 형성할 수 없다.비정질 얼음은 또한 야광 구름이 존재하는 지구 [12]대기의 가장 추운 지역인 여름 극지방 중간권에서도 형성될 수 있다.이러한 낮은 온도는 분자 구름, 별 주위 원반, 그리고 태양계 바깥 물체의 표면과 같은 천체 물리적인 환경에서 쉽게 달성됩니다.실험실에서 비정질 얼음은 130K 이상으로 가열되면 결정성 얼음으로 변하지만, 이 변환의 정확한 온도는 환경과 얼음 성장 [13]조건에 따라 달라집니다.반응은 돌이킬 수 없고 발열성이며 1.26–1.6 kJ/[13]mol을 방출한다.

수빙의 구조를 결정할 때 추가 요인은 증착 속도이다.비정질 얼음을 형성할 수 있을 정도로 차가워도 기판상의 수증기 플럭스가 온도에 의존하는 임계 [14]플럭스보다 작으면 결정성 얼음이 형성된다.이 효과는 물의 흐름이 낮을 수 있는 천체물리학적 환경에서 고려하는 것이 중요합니다.반대로, 수속이 높을 경우, 예를 들어 동결 현상 등 예상보다 높은 온도에서 비정질 얼음이 형성될 수 있다.

77K 미만의 온도에서 고에너지 전자와 이온뿐만 아니라 자외선 광자의 조사도 결정성 얼음의 구조를 손상시켜 비정질 [15][16]얼음으로 바꿀 수 있다.일부 실험은 방사선이 비정질 얼음이 [16]결정되기 시작하는 온도를 낮출 수 있다는 것을 암시하지만, 비정질 얼음은 110 K 미만의 온도에서 방사선의 영향을 크게 받지 않는 것으로 보인다.

검출

비정질 얼음은 근적외선 및 적외선 스펙트럼에 따라 결정성 얼음과 분리될 수 있다.근적외선 파장에서는 1.65, 3.1 및 4.53μm 흡수선의 특성은 얼음 온도와 결정 [17]순서에 따라 달라집니다.1.65μm 대역의 피크 강도와 3.1μm 대역의 구조는 물 얼음의 [18][19]결정성을 확인하는 데 특히 유용하다.

IR파장이 길면 비정질 얼음과 결정질 얼음은 62μm에서 흡수가 큰 반면 비정질 얼음은 [16]그렇지 않다는 점에서 44μm와 62μm에서 흡수가 다른 특징이 있다.또한 이러한 대역은 다른 표시기(3.1 및 12μm 대역 등)가 [20]고장나는 매우 낮은 온도에서 온도 표시기로 사용할 수 있습니다.이것은 성간 물질과 별주위 원반의 얼음을 연구하는 데 유용하다.그러나 대기가 이러한 파장에서 불투명하기 때문에 우주 기반의 적외선 관측소를 사용해야 하기 때문에 이러한 특징을 관찰하는 것은 어렵다.

분자 구름, 별 주위 원반, 원시 태양 성운

분자 구름은 매우 낮은 온도(~10 K)를 가지며 비정질 얼음 상태 안에 잘 떨어집니다.분자 구름에 비정질 얼음의 존재는 관찰적으로 확인되었다.[21]분자 구름이 별을 형성하기 위해 붕괴할 때, 생성된 별 주위의 원반의 온도는 120 K 이상으로 상승하지 않을 것으로 예상되며, 이는 얼음의 대부분이 비정질 상태로 [14]남아 있어야 한다는 것을 나타냅니다.하지만, 얼음이 승화할 수 있을 정도로 온도가 높아지면, 물의 흐름 속도가 매우 낮기 때문에 얼음은 결정 형태로 다시 응축될 수 있습니다.이는 IRAS 09371+1212의 항성 주변 원반에서 발생할 것으로 예상되며, IRAS 09371+12는 30-70 [22]K의 낮은 온도에도 불구하고 결정화된 얼음의 징후가 관찰되었다.

원시 태양 성운의 경우, 별주위 원반과 행성 형성 단계에서 물 얼음의 결정성에 대해 많은 불확실성이 있습니다.만약 원래의 비정질 얼음이 분자 구름 붕괴에서 살아남았다면, 그것은 토성의 궤도를 벗어난 태양 중심 거리(약 12AU)[14]에서 보존되었어야 했다.

혜성

혜성의 비정질 얼음의 증거는 태양 중심 거리가 6AU를 [23]넘는 장주기, 센타우르, 목성 계열 혜성에서 관측된 높은 수준의 활동에서 발견됩니다.이 물체들은 너무 차가워서 혜성 활동을 태양에 가깝게 하는 물 얼음의 승화가 큰 영향을 미치지 못한다.열역학 모형은 이 혜성들의 표면 온도가 약 130 K의 비정질/결정질 얼음 전이 온도에 가깝다는 것을 보여주며,[24] 이것은 활동의 가능한 원천으로 이것을 뒷받침합니다.비정질 얼음의 급격한 결정화는 센타우르 혜성 29P/슈바스만-바흐만 [25][26]1에서 관측된 것과 같은 폭발 동력에 필요한 에너지를 생산할 수 있다.

카이퍼 벨트 객체

40–50 K의 [27]방사선 평형 온도에서 카이퍼 벨트의 물체는 비정질 수빙을 가질 것으로 예상된다.여러 [28][29]물체에서 수빙이 관찰되었지만, 이러한 물체의 극도로 희미하기 때문에 얼음의 구조를 결정하는 것이 어렵습니다.결정성 수빙의 징후는 50000 Quaoar에서 관찰되었는데, 아마도 충돌이나 [30]저온 현상 같은 재표면 현상 때문일 것이다.

얼음 달

NASA 갈릴레오 우주선의 근적외선 지도 분석기(NIMS)는 목성 위성 유로파, 가니메데, 칼리스토 표면의 얼음을 분광 지도화했다.이 위성들의 온도는 90-160 K로,[31] 비정질 얼음이 비교적 짧은 시간대에 결정화될 것으로 예상될 만큼 따뜻합니다.그러나 유로파는 주로 비정질 얼음, 가니메데는 비정질 얼음과 결정질 얼음, 칼리스토는 주로 [32]결정질 얼음이라는 것이 밝혀졌다.이것은 경쟁하는 힘의 결과로 생각됩니다: 목성의 하전 입자의 흐름에 의한 비정질 얼음의 열 결정화 대 결정의 비정질 얼음으로의 전환.다른 세 위성보다 목성에 가까운 유로파는 가장 높은 수준의 방사선을 받고, 따라서 조사를 통해 가장 비정질적인 얼음을 가지고 있다.칼리스토는 목성으로부터 가장 멀리 떨어져 있으며, 가장 낮은 방사 플럭스를 받아 결정성 얼음을 유지한다.둘 사이에 있는 가니메데는 고위도에서는 비정질 얼음을, 저위도에서는 결정질 얼음을 나타낸다.이것은 달의 고유 자기장의 결과로 생각되는데, 이것은 대전된 입자를 더 높은 위도로 흘려 보내고 낮은 위도를 [32]조사로부터 보호할 것이다.

토성의 위성 엔셀라두스의 표면 얼음은 NASA/ESA/ASI 카시니 우주 탐사선의 VIMS에 의해 지도화 되었다.탐사선은 표면의 "호랑이 줄무늬" 균열에서 결정성이 더 높고 이 [17]지역들 사이에 더 많은 비정질 얼음이 있는 결정성 얼음과 비정질 얼음 모두를 발견했다.호랑이 줄무늬 근처의 결정성 얼음은 균열의 원인으로 추정되는 지질 활동으로 인한 높은 온도로 설명될 수 있다.비정질 얼음은 동결 현상, 물 간헐천에서 나오는 분자의 빠른 응축, [17]토성에서 나오는 고에너지 입자의 조사에 의해 설명될 수 있다.

지구의 극지방 중간권

지구의 고위도 중간권계면(~90km)에서 얼음 구름이 형성되어 온도가 100K [33]이하로 떨어지는 것으로 관측되었다.얼음 입자의 균질한 핵생성이 저밀도 비정질 [34]얼음을 발생시킨다는 주장이 제기되었다.비정질 얼음은 구름의 가장 차가운 부분에 한정되어 쌓이는 무질서한 얼음은 이 극지방 중층 [35]구름의 다른 곳에서 지배할 것으로 생각된다.

사용하다

비정질 얼음은 몇몇 과학 실험, 특히 생체 [36]분자의 극저온 전자 현미경 검사에 사용된다.각각의 분자는 액체 상태의 물 속에 있는 것과 비슷한 상태로 영상촬영을 위해 보존될 수 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Debennetti, Pablo G; H. Eugene Stanley (2003). "Supercooled and Glassy Water" (PDF). Physics Today. 56 (6): 40–46. Bibcode:2003PhT....56f..40D. doi:10.1063/1.1595053. Retrieved 19 September 2012.
  2. ^ Velikov, V.; Borick, S; Angell, C. A. (2001). "Estimation of water-glass transition temperature based on hyperquenched glassy water experiments". Science. 294 (5550): 2335–8. Bibcode:2001Sci...294.2335V. doi:10.1126/science.1061757. PMID 11743196.
  3. ^ a b Jenniskens P.; Blake D. F. (1994). "Structural transitions in amorphous water ice and astrophysical implications". Science. 265 (5173): 753–6. Bibcode:1994Sci...265..753J. doi:10.1126/science.11539186. PMID 11539186.
  4. ^ Jenniskens P.; Blake D. F. (1996). "Crystallization of amorphous water ice in the solar system". Astrophysical Journal. 473 (2): 1104–13. Bibcode:1996ApJ...473.1104J. doi:10.1086/178220. PMID 11539415.
  5. ^ Jenniskens P.; Banham S. F.; Blake D. F.; McCoustra M. R. (July 1997). "Liquid water in the domain of cubic crystalline ice Ic". Journal of Chemical Physics. 107 (4): 1232–41. Bibcode:1997JChPh.107.1232J. doi:10.1063/1.474468. PMID 11542399.
  6. ^ a b Mishima O.; Calvert L. D.; Whalley E. (1984). "'Melting ice' I at 77 K and 10 kbar: a new method of making amorphous solids". Nature. 310 (5976): 393–395. Bibcode:1984Natur.310..393M. doi:10.1038/310393a0.
  7. ^ Mishima, O.; Calvert, L. D.; Whalley, E. (1985). "An apparently 1st-order transition between two amorphous phases of ice induced by pressure". Nature. 314 (6006): 76–78. Bibcode:1985Natur.314...76M. doi:10.1038/314076a0.
  8. ^ Jenniskens P.; Blake D. F.; Wilson M. A.; Pohorille A. (1995). "High-density amorphous ice, the frost on insterstellar grains". Astrophysical Journal. 455: 389. Bibcode:1995ApJ...455..389J. doi:10.1086/176585. hdl:2060/19980018148.
  9. ^ O.Mishima (1996). "Relationship between melting and amorphization of ice". Nature. 384 (6609): 546–549. Bibcode:1996Natur.384..546M. doi:10.1038/384546a0.
  10. ^ Loerting, Thomas; Salzmann, Christoph; Kohl, Ingrid; Mayer, Erwin; Hallbrucker, Andreas (2001). "A second distinct structural "state" of high-density amorphous ice at 77 K and 1 bar". Physical Chemistry Chemical Physics. 3 (24): 5355–5357. Bibcode:2001PCCP....3.5355L. doi:10.1039/b108676f. S2CID 59485355.
  11. ^ Seki, J.; Hasegawa, H. (1983). "The heterogeneous condensation of interstellar ice grains". Astrophysics and Space Science. 94 (1): 177–189. Bibcode:1983Ap&SS..94..177S. doi:10.1007/BF00651770.
  12. ^ Murray, B. J.; Jensen, E. J. (2010). "Homogeneous nucleation of amorphous solid water particles in the upper mesosphere". J. Atmos. Sol.-Terr. Phys. 72 (1): 51–61. Bibcode:2010JASTP..72...51M. doi:10.1016/j.jastp.2009.10.007.
  13. ^ a b Jenniskens; Blake; Kouchi (1998). Solar System Ices. Dordrecht Kluwer Academic Publishers. pp. 139–155.
  14. ^ a b c Kouchi, A., Yamamoto, T., Kozasa, T., Kuroda, T., Greenberg, J. M. H. (1994). "Conditions for condensation and preservation of amorphous ice and crystallinity of astrophysical ices". Astronomy and Astrophysics. 290: 1009. Bibcode:1994A&A...290.1009K.{{cite journal}}: CS1 maint: 작성자 파라미터 사용(링크)
  15. ^ Kouchi, Akira; Kuroda, Toshio (1990). "Amorphization of cubic ice by ultraviolet irradiation". Nature. 344 (6262): 134–135. Bibcode:1990Natur.344..134K. doi:10.1038/344134a0.
  16. ^ a b c Moore, Marla H.; Hudson, Reggie L. (1992). "Far-infrared spectral studies of phase changes in water ice induced by proton irradiation". Astrophysical Journal. 401: 353. Bibcode:1992ApJ...401..353M. doi:10.1086/172065.
  17. ^ a b c Newman, Sarah F.; Buratti, B. J.; Brown, R. H.; Jaumann, R.; Bauer, J.; Momary, T. (2008). "Photometric and spectral analysis of the distribution of crystalline and amorphous ices on Enceladus as seen by Cassini" (PDF). Icarus. 193 (2): 397–406. Bibcode:2008Icar..193..397N. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.019. hdl:1721.1/114323.
  18. ^ Grundy, W. M.; Schmitt, B. (1998). "The temperature-dependent near-infrared absorption spectrum of hexagonal <formula>H2O ice". Journal of Geophysical Research. 103 (E11): 25809. Bibcode:1998JGR...10325809G. doi:10.1029/98je00738.
  19. ^ Hagen, W.,Tielens, A.G.G.M., Greenberg, J.M. (1981). "The Infrared Spectra of Amorphous Solid Water and Ice Between 10 and 140 K". Chemical Physics. 56 (3): 367–379. Bibcode:1981CP.....56..367H. doi:10.1016/0301-0104(81)80158-9.{{cite journal}}: CS1 maint: 작성자 파라미터 사용(링크)
  20. ^ Smith, R. G.; Robinson, G.; Hyland, A. R.; Carpenter, G. L. (1994). "Molecular ices as temperature indicators for interstellar dust: the 44- and 62-μm lattice features of H2O ice". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 271 (2): 481–489. Bibcode:1994MNRAS.271..481S. doi:10.1093/mnras/271.2.481.
  21. ^ Jenniskens, P.; Blake, D. F.; Wilson, M. A.; Pohorille, A. (1995). "High-Density Amorphous Ice, the Frost on Interstellar Grains". Astrophysical Journal. 401: 389. Bibcode:1995ApJ...455..389J. doi:10.1086/176585. hdl:2060/19980018148.
  22. ^ Omont, Alain; Forveille, Thierry; Moseley, S. Harvey; Glaccum, William J.; Harvey, Paul M.; Likkel, Lauren Jones; Loewenstein, Robert F.; Lisse, Casey M. (May 20, 1990), "Observations of 40-70 micron bands of ice in IRAS 09371 + 1212 and other stars", Astrophysical Journal Letters, 355: L27–L30, Bibcode:1990ApJ...355L..27O, doi:10.1086/185730, ISSN 0004-637X
  23. ^ Meech, K. J.; Pittichová, J.; Bar-Nun, A.; Notesco, G.; Laufer, D.; Hainaut, O. R.; Lowry, S. C.; Yeomans, D. K.; Pitts, M. (2009). "Activity of comets at large heliocentric distances pre-perihelion". Icarus. 201 (2): 719–739. Bibcode:2009Icar..201..719M. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.045.
  24. ^ Tancredi, G.; Rickman, H.; Greenberg, J. M. (1994). "Thermochemistry of cometary nuclei 1: The Jupiter family case". Astronomy and Astrophysics. 286: 659. Bibcode:1994A&A...286..659T.
  25. ^ Gronkowski, P. (2007). "The search for a cometary outbursts mechanism: a comparison of various theories". Astronomische Nachrichten. 328 (2): 126–136. Bibcode:2007AN....328..126G. doi:10.1002/asna.200510657.
  26. ^ Hosek, Matthew W. Jr.; Blaauw, Rhiannon C.; Cooke, William J.; Suggs, Robert M. (2013). "Outburst Dust Production of Comet 29P/Schwassmann-Wachmann 1". The Astronomical Journal. 145 (5): 122. Bibcode:2013AJ....145..122H. doi:10.1088/0004-6256/145/5/122.
  27. ^ Jewitt, David C.; Luu, Jane X. (2001). "Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 122 (4): 2099–2114. arXiv:astro-ph/0107277. Bibcode:2001AJ....122.2099J. doi:10.1086/323304.
  28. ^ Brown, Robert H.; Cruikshank, Dale P.; Pendleton, Yvonne (1999). "Water Ice on Kuiper Belt Object 1996 TO_66". The Astrophysical Journal. 519 (1): L101. Bibcode:1999ApJ...519L.101B. doi:10.1086/312098.
  29. ^ Fornasier, S.; Dotto, E.; Barucci, M. A.; Barbieri, C. (2004). "Water ice on the surface of the large TNO 2004 DW". Astronomy and Astrophysics. 422 (2): L43. Bibcode:2004A&A...422L..43F. doi:10.1051/0004-6361:20048004.
  30. ^ Jewitt, David C.; Luu, Jane (2004). "Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar". Nature. 432 (7018): 731–3. Bibcode:2004Natur.432..731J. doi:10.1038/nature03111. PMID 15592406.
  31. ^ Spencer, John R.; Tamppari, Leslie K.; Martin, Terry Z.; Travis, Larry D. (1999). "Temperatures on Europa from Galileo Photopolarimeter-Radiometer: Nighttime Thermal Anomalies". Science. 284 (5419): 1514–1516. Bibcode:1999Sci...284.1514S. doi:10.1126/science.284.5419.1514. PMID 10348736.
  32. ^ a b Hansen, Gary B.; McCord, Thomas B. (2004). "Amorphous and crystalline ice on the Galilean satellites: A balance between thermal and radiolytic processes". Journal of Geophysical Research. 109 (E1): E01012. Bibcode:2004JGRE..109.1012H. doi:10.1029/2003JE002149. S2CID 140162310.
  33. ^ Lübken, F.-J.; Lautenbach, J.; Höffner, J.; Rapp, M.; Zecha, M. (March 2009). "First continuous temperature measurements within polar mesosphere summer echoes". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 71 (3–4): 453–463. doi:10.1016/j.jastp.2008.06.001.
  34. ^ Murray, Benjamin J.; Jensen, Eric J. (January 2010). "Homogeneous nucleation of amorphous solid water particles in the upper mesosphere". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 72 (1): 51–61. doi:10.1016/j.jastp.2009.10.007.
  35. ^ Murray, Benjamin J.; Malkin, Tamsin L.; Salzmann, Christoph G. (May 2015). "The crystal structure of ice under mesospheric conditions". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 127: 78–82. doi:10.1016/j.jastp.2014.12.005.
  36. ^ Dubochet, J.; Adrian, M.; Chang, J. .J; Homo, J. C.; Lepault, J-; McDowall, A. W.; Schultz, P. (1988). "Cryo-electron microscopy of vitrified specimens" (PDF). Quarterly Reviews of Biophysics. 21 (2): 129–228. doi:10.1017/S0033583500004297. PMID 3043536.

외부 링크