Glace amorphe - Amorphous ice

La glace amorphe ( glace non cristalline ou « vitreuse ») est une forme solide amorphe d'eau. La glace commune est un matériau cristallin dans lequel les molécules sont régulièrement disposées en un réseau hexagonal, tandis que la glace amorphe manque d'ordre à longue distance dans son arrangement moléculaire. La glace amorphe est produite soit par refroidissement rapide de l'eau liquide (les molécules n'ont donc pas le temps de former un réseau cristallin ), soit par compression de la glace ordinaire à basse température.

Bien que presque toute la glace d'eau sur Terre soit la glace cristalline familière I h , la glace amorphe domine dans les profondeurs du milieu interstellaire , ce qui en fait probablement la structure la plus courante pour H 2 O dans l' univers en général.

De même qu'il existe de nombreuses formes cristallines différentes de glace (on en connaît actuellement plus de dix-sept), il existe également différentes formes de glace amorphe, qui se distinguent principalement par leurs densités .

Formation

La production de glace amorphe dépend de la vitesse de refroidissement rapide. L'eau liquide doit être refroidie à sa température de transition vitreuse (environ 136 K ou -137 °C) en quelques millisecondes pour empêcher la nucléation spontanée des cristaux. Ceci est analogue à la production de crème glacée à partir d'ingrédients hétérogènes, qui doivent également être congelés rapidement pour empêcher la croissance de cristaux dans le mélange.

La pression est un autre facteur important dans la formation de glace amorphe, et les changements de pression peuvent entraîner la conversion d'une forme en une autre.

Des cryoprotecteurs peuvent être ajoutés à l'eau pour abaisser son point de congélation (comme l' antigel ) et augmenter la viscosité, ce qui inhibe la formation de cristaux. La vitrification sans ajout de cryoprotecteurs peut être réalisée par un refroidissement très rapide. Ces techniques sont utilisées en biologie pour la cryoconservation des cellules et des tissus.

Formes

Glace amorphe de faible densité

La glace amorphe à faible densité , également appelée LDA , la glace d'eau amorphe déposée en phase vapeur ou l'eau solide amorphe (ASW) est généralement formée en laboratoire par une lente accumulation de molécules de vapeur d'eau ( dépôt physique en phase vapeur ) sur une surface cristalline métallique très lisse sous 120 K. Dans l' espace, il devrait se former de la même manière sur une variété de substrats froids, tels que des particules de poussière.

Fondant au-delà de sa température de transition vitreuse (T g ) entre 120 et 140 K, le LDA est plus visqueux que l'eau normale. Des études récentes ont montré que le liquide visqueux reste dans cette forme alternative d'eau liquide jusqu'à quelque part entre 140 et 210 K, une plage de température qui est également habitée par la glace I c . Le LDA a une densité de 0,94 g/cm 3 , moins dense que l'eau la plus dense (1,00 g/cm 3 à 277 K), mais plus dense que la glace ordinaire ( glace I h ).

En revanche, l' eau vitreuse hypertrempée (HGW) est formée en pulvérisant un fin brouillard de gouttelettes d'eau dans un liquide tel que le propane à environ 80 K, ou en hypertrempant de fines gouttelettes micrométriques sur un porte-échantillon maintenu à la température de l' azote liquide , 77 K , dans le vide. Des vitesses de refroidissement supérieures à 10 4  K/s sont nécessaires pour empêcher la cristallisation des gouttelettes. À la température de l'azote liquide, 77 K, HGW est cinétiquement stable et peut être stocké pendant de nombreuses années.

Glace amorphe à haute densité

La glace amorphe à haute densité ( HDA ) peut être formée en comprimant la glace I h à des températures inférieures à ~ 140 K. À 77 K, la HDA se forme à partir de glace naturelle ordinaire à environ 1,6 GPa et à partir de LDA à environ 0,5 GPa (environ 5 000 atm). A cette température, il peut être récupéré à pression ambiante et conservé indéfiniment. Dans ces conditions (pression ambiante et 77 K), le HDA a une densité de 1,17 g/cm 3 .

Peter Jenniskens et David F. Blake ont démontré en 1994 qu'une forme de glace amorphe à haute densité est également créée lors du dépôt de vapeur d'eau sur des surfaces à basse température (< 30 K) telles que les grains interstellaires. Les molécules d'eau ne s'alignent pas complètement pour créer la structure en cage ouverte de glace amorphe de faible densité. De nombreuses molécules d'eau se retrouvent dans des positions interstitielles. Lorsqu'elle est réchauffée au-dessus de 30 K, la structure se réaligne et se transforme en une forme à faible densité.

Glace amorphe à très haute densité

La glace amorphe de très haute densité ( VHDA ) a été découverte en 1996 par Osamu Mishima qui a observé que la HDA devenait plus dense si elle était réchauffée à 160 K à des pressions comprises entre 1 et 2 GPa et avait une densité de 1,26 g/cm 3 à pression et température ambiantes. de 77 K. Plus récemment, il a été suggéré que cette glace amorphe plus dense était une troisième forme d'eau amorphe, distincte de HDA, et a été nommée VHDA.

Glace amorphe dans le système solaire

Propriétés

En général, la glace amorphe peut se former en dessous d'environ 130 K. À cette température, les molécules d'eau sont incapables de former la structure cristalline que l'on trouve couramment sur Terre. De la glace amorphe peut également se former dans la région la plus froide de l'atmosphère terrestre, la mésosphère polaire d'été, où existent des nuages ​​nocturnes . Ces basses températures sont facilement atteintes dans les environnements astrophysiques tels que les nuages ​​moléculaires, les disques circumstellaires et les surfaces des objets du système solaire externe. En laboratoire, la glace amorphe se transforme en glace cristalline si elle est chauffée au-dessus de 130 K, bien que la température exacte de cette conversion dépende de l'environnement et des conditions de croissance de la glace. La réaction est irréversible et exothermique, libérant 1,26 à 1,6 kJ/mol.

Un facteur supplémentaire dans la détermination de la structure de la glace d'eau est le taux de dépôt. Même s'il fait suffisamment froid pour former de la glace amorphe, de la glace cristalline se formera si le flux de vapeur d'eau sur le substrat est inférieur à un flux critique dépendant de la température. Cet effet est important à considérer dans les environnements astrophysiques où le flux d'eau peut être faible. Inversement, la glace amorphe peut se former à des températures plus élevées que prévu si le flux d'eau est élevé, comme les événements de congélation éclair associés au cryovolcanisme .

À des températures inférieures à 77 K, l'irradiation des photons ultraviolets ainsi que des électrons et des ions à haute énergie peut endommager la structure de la glace cristalline, la transformant en glace amorphe. La glace amorphe ne semble pas être affectée de manière significative par le rayonnement à des températures inférieures à 110 K, bien que certaines expériences suggèrent que le rayonnement pourrait abaisser la température à laquelle la glace amorphe commence à cristalliser.

Détection

La glace amorphe peut être séparée de la glace cristalline sur la base de son spectre proche infrarouge et infrarouge. Aux longueurs d'onde du proche infrarouge, les caractéristiques des raies d'absorption d'eau de 1,65, 3,1 et 4,53  m dépendent de la température de la glace et de l'ordre des cristaux. La force maximale de la bande de 1,65 m ainsi que la structure de la bande de 3,1 m sont particulièrement utiles pour identifier la cristallinité de la glace d'eau.

À des longueurs d'onde IR plus longues, la glace amorphe et cristalline ont des bandes d'absorption typiquement différentes à 44 et 62 m en ce sens que la glace cristalline a une absorption significative à 62 m alors que la glace amorphe n'en a pas. De plus, ces bandes peuvent être utilisées comme indicateur de température à des températures très basses là où d'autres indicateurs (comme les bandes 3,1 et 12 m) échouent. Ceci est utile pour étudier la glace dans le milieu interstellaire et les disques circumstellaires. Cependant, l'observation de ces caractéristiques est difficile car l'atmosphère est opaque à ces longueurs d'onde, nécessitant l'utilisation d'observatoires infrarouges spatiaux.

Nuages ​​moléculaires, disques circumstellaires et nébuleuse solaire primordiale

Les nuages ​​moléculaires ont des températures extrêmement basses (~10 K), tombant bien dans le régime de glace amorphe. La présence de glace amorphe dans les nuages ​​moléculaires a été confirmée par observation. Lorsque les nuages ​​moléculaires s'effondrent pour former des étoiles, la température du disque circumstellaire résultant ne devrait pas dépasser 120 K, ce qui indique que la majorité de la glace devrait rester dans un état amorphe. Cependant, si la température augmente suffisamment pour sublimer la glace, elle peut alors se recondenser sous une forme cristalline car le débit d'eau est si faible. Cela devrait être le cas dans le disque circumstellaire d'IRAS 09371+1212, où des signatures de glace cristallisée ont été observées malgré une basse température de 30 à 70 K.

Pour la nébuleuse solaire primordiale, il y a beaucoup d'incertitude quant à la cristallinité de la glace d'eau pendant les phases de formation du disque circumstellaire et de la planète. Si la glace amorphe d'origine a survécu à l'effondrement du nuage moléculaire, alors elle aurait dû être préservée à des distances héliocentriques au-delà de l'orbite de Saturne (~12 UA).

Comètes

Des preuves de glace amorphe dans les comètes se trouvent dans les niveaux élevés d'activité observés dans les comètes à longue période, Centaur et Jupiter Family à des distances héliocentriques au-delà de ~ 6 UA. Ces objets sont trop froids pour que la sublimation de la glace d'eau, qui rapproche l'activité des comètes du soleil, ait beaucoup d'effet. Les modèles thermodynamiques montrent que les températures de surface de ces comètes sont proches de la température de transition de la glace amorphe/cristalline d'environ 130 K, ce qui en fait une source probable de l'activité. La cristallisation galopante de la glace amorphe peut produire l'énergie nécessaire pour alimenter des explosions telles que celles observées pour la comète Centaur 29P/Schwassmann-Wachmann 1.

Objets de la ceinture de Kuiper

Avec des températures d'équilibre de rayonnement de 40 à 50 K, les objets de la ceinture de Kuiper devraient avoir de la glace d'eau amorphe. Alors que de la glace d'eau a été observée sur plusieurs objets, l'extrême faiblesse de ces objets rend difficile la détermination de la structure des glaces. Les signatures de glace d'eau cristalline ont été observées sur 50000 Quaoar , peut-être en raison d'événements de resurfaçage tels que des impacts ou du cryovolcanisme.

Lunes glacées

Le spectromètre de cartographie dans le proche infrarouge (NIMS) du vaisseau spatial Galileo de la NASA a cartographié spectroscopiquement la glace de surface des satellites joviens Europa , Ganymède et Callisto . Les températures de ces lunes vont de 90 à 160 K, suffisamment chaudes pour que la glace amorphe se cristallise sur des échelles de temps relativement courtes. Cependant, il a été constaté qu'Europe a principalement de la glace amorphe, Ganymède a à la fois de la glace amorphe et cristalline et Callisto est principalement cristalline. On pense que cela est le résultat de forces concurrentes : la cristallisation thermique de la glace amorphe par rapport à la conversion de la glace cristalline en glace amorphe par le flux de particules chargées de Jupiter. Plus proche de Jupiter que les trois autres lunes, Europe reçoit le plus haut niveau de rayonnement et donc, grâce à l'irradiation, possède la glace la plus amorphe. Callisto est la plus éloignée de Jupiter, recevant le flux de rayonnement le plus faible et maintenant ainsi sa glace cristalline. Ganymède, qui se situe entre les deux, présente de la glace amorphe aux hautes latitudes et de la glace cristalline aux basses latitudes. On pense que cela est le résultat du champ magnétique intrinsèque de la lune, qui canaliserait les particules chargées vers des latitudes plus élevées et protégerait les latitudes plus basses de l'irradiation.

La glace de surface de la lune Encelade de Saturne a été cartographiée par le Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) sur la sonde spatiale NASA/ESA/ASI Cassini. La sonde a trouvé à la fois de la glace cristalline et amorphe, avec un degré de cristallinité plus élevé au niveau des fissures de la « bande de tigre » à la surface et plus de glace amorphe entre ces régions. La glace cristalline près des rayures du tigre pourrait s'expliquer par des températures plus élevées causées par l'activité géologique qui est la cause présumée des fissures. La glace amorphe pourrait s'expliquer par la congélation éclair du cryovolcanisme, la condensation rapide des molécules des geysers d'eau ou l'irradiation de particules à haute énergie de Saturne.

La mésosphère polaire de la Terre

Les nuages ​​​​de glace se forment à et au-dessous de la mésopause des hautes latitudes de la Terre (~ 90 km) où les températures ont été observées en dessous de 100 K. Il a été suggéré que la nucléation homogène des particules de glace entraîne une glace amorphe de faible densité. La glace amorphe est probablement confinée aux parties les plus froides des nuages ​​et l'on pense que l'empilement de glace désordonnée I domine ailleurs dans ces nuages ​​mésosphériques polaires .

Les usages

La glace amorphe est utilisée dans certaines expériences scientifiques, notamment en cryomicroscopie électronique de biomolécules. Les molécules individuelles peuvent être conservées pour l'imagerie dans un état proche de ce qu'elles sont dans l'eau liquide.

Voir également

Les références

Liens externes