Observation of Hexagonal Close-Packed Water Ice at Conditions in Ice Giant Planetary Interiors

Título: Observación de hielo de agua hexagonal compacto (hcp) en condiciones del interior de planetas gigantes de hielo

1. El Problema

Comprender las transformaciones de fase del hielo de agua densa es fundamental para descifrar las propiedades geofísicas de los planetas gigantes de hielo, Urano y Neptuno. Los modelos de interiores estratificados de estos planetas predicen una capa gruesa de hielo debajo de una capa de fluido iónico convectivo. Hasta la fecha, se asumía que el hielo de agua en estas condiciones (altas presiones y temperaturas) adoptaba una estructura cúbica centrada en las caras (fcc) en un estado superiónico, una fase que recientemente ha sido confirmada experimentalmente. Sin embargo, los cálculos teóricos habían predicho la existencia de subredes de oxígeno compactas (tanto fcc como hexagonal compacta o hcp) más allá de la fase de hielo X (cúbica centrada en el cuerpo, bcc), especialmente en el régimen de superiónico a altas temperaturas o en la curva de compresión fría. La falta de evidencia experimental directa de la fase hcp en estas condiciones extremas limitaba la precisión de los modelos planetarios.

2. Metodología

Los autores utilizaron difracción de rayos X de sincrotrón en celdas de yunque de diamante (DAC) con calentamiento láser para explorar el diagrama de fases del agua a presiones extremas.

• Configuración Experimental: Se empleó una geometría de muestra avanzada donde el hielo estaba encapsulado entre dos absorbentes láser de diamante dopado con boro (BDD) con forma de copa. Esta configuración, calentada indirectamente por láseres YLF de 1070 nm, permitió minimizar los gradientes térmicos y alcanzar temperaturas uniformes.
• Instrumentación: Los experimentos se realizaron en la línea de luz ID27 del European Synchrotron Radiation Facility (ESRF-EBS), utilizando un haz de rayos X de 0.3738 Å con un tamaño de mancha de 0.6 × 0.6 µm².
• Condiciones: Se realizaron dos series de experimentos:
  • Recorrido 1: Calentamiento hasta ~2000 K a ~80 GPa, seguido de enfriamiento controlado para observar la evolución de la fase.
  • Recorrido 2: Compresión hasta más de 200 GPa (hasta 219 GPa) con ciclos de calentamiento hasta 2630 K para estabilizar y observar las fases a presiones más altas.
• Diagnóstico: La temperatura se midió mediante pirimetría espectral y la presión se determinó mediante la ecuación de estado térmica de los absorbentes de diamante.

3. Contribuciones Clave

• Primera observación directa: Reportan la primera observación experimental inequívoca de una fase de hielo de agua con una subred de oxígeno hexagonal compacta (hcp) en condiciones relevantes para el interior de planetas gigantes de hielo.
• Caracterización de la coexistencia: Demuestran la coexistencia de fases fcc y hcp en un amplio rango de presiones (80-200 GPa), atribuyendo esto a desorden de apilamiento (stacking disorder) y plasticidad mecánica dentro de la red de oxígeno.
• Transición de estabilidad: Identifican un cambio en la estabilidad termodinámica donde la fase hcp domina sobre la fcc a presiones superiores a 200 GPa en el estado superiónico.
• Propiedades anisotrópicas: Revelan una expansión térmica anisotrópica y una conductividad protónica anisotrópica en el hielo hcp superiónico.

4. Resultados Principales

• Coexistencia y Desorden de Apilamiento (80-200 GPa): En el primer recorrido, al enfriar el hielo fcc desde 2000 K a 82 GPa, se observó una deformación de los picos de difracción fcc y la aparición de intensidad difusa. Al bajar a ~1086 K, surgieron picos de Bragg definidos correspondientes a una red hcp. Esto indica una transformación progresiva donde las reflexiones fcc (111, 200) se dividen en reflexiones hcp (100, 002, 101). La coexistencia de ambas fases se atribuye a un desorden en el apilamiento de las capas densas de oxígeno, similar a lo observado en gases nobles comprimidos.
• Dominio de la Fase hcp (>200 GPa): En el segundo recorrido, al comprimir a 197 GPa y calentar a 2250 K, las reflexiones hcp se intensificaron en relación con las fcc. A 219 GPa y 2630 K, los picos fcc desaparecieron por completo, dejando únicamente la fase hcp como la estructura observable. Esto sugiere que la fase hcp se vuelve termodinámicamente más estable que la fcc al entrar en el régimen superiónico a presiones muy altas.
• Expansión Térmica Anómala y Superiónico: El análisis de los parámetros de red de la fase hcp mostró que la expansión térmica ocurre casi exclusivamente a lo largo del eje c del cristal. Esta expansión anómala en forma de "S" es un sello distintivo de la transición superiónica tipo II, indicando una difusión anisotrópica de protones (los protones se mueven preferentemente a lo largo del eje c).
• Recuperabilidad: Ambas fases (fcc y hcp) pudieron recuperarse a temperatura ambiente, lo que implica que sus entalpías libres siguen siendo competitivas con la del hielo X.

5. Significancia e Implicaciones Planetarias

• Modelos de Dinamo: La existencia de una fase hcp superiónica con propiedades distintas a la fcc tiene implicaciones profundas para los modelos de dinamo de Urano y Neptuno. Se propone que el núcleo interno de estos planetas es una capa sólida no convectiva pero eléctricamente conductora.
• Conductividad Eléctrica: La anisotropía observada en el hielo hcp sugiere una conductividad eléctrica menor en comparación con la fase fcc. Esto refuerza la hipótesis de que el núcleo interno sólido podría ser menos conductor, lo cual es crucial para explicar los campos magnéticos no dipolares y no axisimétricos de estos planetas.
• Dinámica del Manto: La presencia de una fase hcp más profunda podría alterar la estratificación y la dinámica del manto superiónico debido a sus propiedades mecánicas y de transporte eléctrico diferenciadas.
• Futuro de la Investigación: Este hallazgo motiva nuevos trabajos teóricos sobre la plasticidad mecánica y la conductividad eléctrica del hielo hcp, así como esfuerzos experimentales continuos para mapear completamente sus dominios de estabilidad P-T.

En resumen, este estudio redefine nuestro conocimiento sobre la estructura del hielo en los gigantes de hielo, demostrando que la fase hexagonal compacta es una componente estable y dominante en las profundidades de estos planetas, con consecuencias directas para su evolución térmica y su comportamiento magnético.