Hidrato de gas: Diferenzas entre revisións

Os '''hidratos de gas''', tamén chamados '''clatratos de gas''' ou '''hidratos clatratos''' son [[sólido]]s baseados na [[auga]] cristalinos, que lembran fisicamente ao [[xeo]], nos cales pequenas moléculas non polares (tipicamente [[gas]]es) ou moléculas polares con grandes residuos [[hidrófobo]]s están atrapadas dentro de estruturas con forma de "gaiolas" feitas de moléculas conxeladas de auga unidas por [[ponte de hidróxeno|pontes de hidróxeno]]. Por tanto, trátase de [[clatrato]]s nos cales a molécula hospedadora é a auga e a molécula hospedada é un gas ou un líquido. Cando o gas atrapado é o [[metano]], denomínanse [[clatrato de metano|clatratos de metano]], que son moi abondosos. Sen o soporte das moléculas atrapadas, o retículo da [[estrutura cristalina]] do hidrato de gas (ou hidrto clatrato) colapsaría orixinando unha estrutura cristalina de xeo convencional ou auga líquida. A maioría dos gases de baixo peso molecular, como o [[oxíxeno molecular|O₂]], [[hidróxeno|H₂]], [[nitróxeno|N₂]], [[dióxido de carbono|CO₂]], [[metano|CH₄]], [[sulfuro de hidróxeno|H₂S]], [[argon|Ar]], [[cripton|Kr]], e [[xenon|Xe]], ou algúns [[hidrocarburo]]s maiores e [[freón]]s, poden formar [[hidrato]]s ás temperaturas e presións axeitadas. Os hidratos clatratos ou hidratos de gas non son considerados oficialmente [[composto químico|compostos químicos]], xa que as moléculas que están secuestradas no seu interior nunca están enlazadas á retícula cristalina. A formación e descomposición de hidratos de gas non son [[reacción química|reaccións químicas]] senón [[transición de fase|transicións de fase]] de primeira orde. Os seus mecanismos de formación e descomposición detallados a nivel molecular aínda non se comprenden ben.<ref>{{citeCita journalpublicación periódica | author = Gao S |author2=House W|author3=Chapman WG | year = 2005 | title = NMR MRI Study of Gas Hydrate Mechanisms | volume = 109 | pages = 19090–19093 | publisher = American Chemical Society | doi = 10.1021/jp052071w | url = http://www.scribd.com/doc/9701479/NMR-MRI-Study-of-Gas-Hydrate-Mechanisms | accessdate = August 3, 2009 | pmid = 16853461 | issue = 41 | journal = The journal of physical chemistry. B }}</ref><ref>{{citeCita journalpublicación periódica | author = Gao S |author2=Chapman WG|author3=House W | year = 2005 | title = NMR and Viscosity Investigation of Clathrate Formation and Dissociation | journal = Ind.Eng.Chem.Res. | volume = 44 | pages = 7373–7379 | publisher = Americal Chemical Society | doi = 10.1021/ie050464b | url = http://www.scribd.com/doc/9701466/NMR-and-Viscosity-Investigation-of-Clathrate-Formation-and-Dissociation | accessdate = August 3, 2009 | issue = 19 }}</ref>

Os hidratos clatratos foron documentados por primeira vez en 1810 por Sir [[Humphry Davy]], que atopou que a auga era un compoñente primario do que se pensaba inicialmente que era cloro solidificado.<ref>{{Cita libro |url=http://books.google.ca/books?id=AUwNAAAAYAAJ&printsec=frontcover#v=onepage&q&f=false |title=On Hydrate of Chlorine |accessdate=20 March 2014 |date=November 2004 |author=Michael Faraday |publisher=Quarterly Journal of Science}}</ref><ref>{{citeCita web |url=http://ethomas.web.wesleyan.edu/ees123/clathrate.htm |title=Clathrates: little known components of the global carbon cycle |accessdate=13 December 2007 |date=November 2004 |author=Ellen Thomas |publisher=Wesleyan University }}</ref>

Iro ''et al.'',<ref>{{citeCita journalpublicación periódica | last1 = Iro | first1 = N. | last2 = Gautier | first2 = D. | last3 = Hersant | first3 = F. | last4 = Bockelée-Morvan | first4 = D. | last5 = Lunine | first5 = J. I. | year = 2003 | title = An interpretation of the Nitrogen deficiency in comets | url = | journal = Icarus | volume = 161 | issue = 2| page = 513 |bibcode=2003Icar..161..511I |doi=10.1016/S0019-1035(02)00038-6 }}</ref> ao trataren de interpretar a deficiencia de [[nitróxeno]] nos [[cometa]]s, estableceron que a maioría das condicións que deben reinar para que se formen hidratos se dan nas nebulosas ou [[disco protoplanetario|discos protoplanetarios]] que rodean as estrelas da [[secuencia principal]] e pre-principal, malia o rápido que se produce neses discos o crecemento do gran ata a escala métrica. A clave para esta formación era proporcionar suficientes partículas de xeo microscópicas expostas a un ambiente gasoso. As observacións do continuo [[radiometría|radiométrico]] dos discos circumestelares arredor de estrelas <math>\tau</math>[[estrela T Tauri|-Tauri]] e [[estrelas Ae/Be de Herbig]] suxiren que se forman discos masivos de po que constan de grans de tamaño de milímetros, que desaparecen despois de varios millóns de anos (por exemplo,<ref>{{citeCita journalpublicación periódica | last1 = Beckwith | first1 = S. V. W. | last2 = Henning | first2 = T. | last3 = Nakagawa | first3 = Y. | year = 2000 | title = Dust properties and assembly of large particles in protoplanetary disks | url = | journal = Protostars and Planets | volume = IV | issue = | page = 533 | arxiv=astro-ph/9902241 |bibcode = 2000prpl.conf..533B }}</ref><ref>{{citeCita journalpublicación periódica | last1 = Natta | first1 = A. | last2 = Grinin | first2 = V. | last3 = Mannings | first3 = V. | year = 2000 | title = Properties and Evolution of Disks around Pre-Main-Sequence Stars of Intermediate Mass | url = | journal = Protostars and Planets | volume = IV | issue = | page = 559 }}</ref>). No [[Observatorio Espacial Infravermello]] (ISO, ''Infrared Space Observatory'') realizáronse moitos traballos para detectar a presenza de xeo de auga no Universo. Por exemplo, atopáronse [[banda espectral|bandas de emisión]] ancha de xeo de auga de 43 e 60 μm no disco da illada [[estrela Ae/Be de Herbig]] HD 100546 na constelación de [[Musca (constelación)|Musca]]. A banda de 43 μm é moito máis feble que a de 60 μm, o que significa que o xeo de auga está localizado nas partes externas do disco a temperaturas por debaixo de 50 K.<ref>{{citeCita journalpublicación periódica | bibcode = 1998A&A...332L..25M | author=Malfait, K., Waelkens, C., Waters, L. B. F. M., Vandenbussche, B., Huygen, E. & de Graauw, M. S. |year=1998 |title= The spectrum of the young star HD 100546 observed with the Infrared Space Observatory |journal=Astronomy and Astrophysics|volume=332 |pages= L25–L28 | last2 = Waelkens | last3 = Waters | last4 = Vandenbussche | last5 = Huygen | last6 = De Graauw}}</ref> Hai tamén outra banda ancha característica de xeo entre os 87 e 90 μm, a cal é moi similar a outra atopada en [[NGC 6302]] <ref>Barlow, M.J., In the proceedings of ‘ISO’s view on stellar evolution’, Noordwijkerhout, July, 1-4, 1997</ref> (na nebulosa da Bolboreta en [[Scorpius]]). Tamén se detectaron xeos cristalinos nos discos protoplanetarios de [[Epsilon Eridani|ε-Eridani]] e a illada estrela Fe HD 142527<ref>{{citeCita journalpublicación periódica | title= Modeling the infrared emission from the ε-Eridani disk| doi = 10.1086/380495 | year= 2003 | last1= Li | first1= Aigen | last2= Lunine | first2= J. I. | last3= Bendo | first3= G. J. | journal= The Astrophysical Journal | volume= 598 | pages= L51–L54 | bibcode=2003ApJ...598L..51L|arxiv = astro-ph/0311069 }}</ref><ref>{{citeCita journalpublicación periódica | last1 = Malfait | first1 = K. | last2 = Waelkens | first2 = C. | last3 = Bouwman | first3 = J. | last4 = De Koter | first4 = A. | last5 = Waters | first5 = L. B. F. M. | year = 1999 | title = The ISO spectrum of the young star HD 142527 | url = | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 345 | issue = | page = 181 |bibcode=1999A&A...345..181M}}</ref> na constelación de [[Lupus (constelación)|Lupus]]. O 90% do xeo desta última atopouse en estado cristalino a temperaturas arredor de 50 K. O [[telescopio espacial Hubble]] demostrou que os discos protoplanetarios cicumestelares relativamente vellos, como os e 5 millóns de anos de antigüidade de B9.5Ve<ref>Jaschek, C. & Jaschek, M. (1992) ''Astronomy and Astrophysics'', '''95''', p. 535</ref> [[estrela Ae/Be de Herbig]] HD 141569A, están formados por po.<ref>{{CiteCita journalpublicación periódica | last1 = Clampin | first1 = M. | last2 = Krist | first2 = J. E. | last3 = Ardila | first3 = D. R. | last4 = Golimowski | first4 = D. A. | last5 = Hartig | first5 = G. F. | last6 = Ford | first6 = H. C. | last7 = Illingworth | first7 = G. D. | last8 = Bartko | first8 = F. | last9 = Bentez | first9 = N. | last10 = Blakeslee | first10 = J. P. | last11 = Bouwens | first11 = R. J. | last12 = Broadhurst | first12 = T. J. | last13 = Brown | first13 = R. A. | last14 = Burrows | first14 = C. J. | last15 = Cheng | first15 = E. S. | last16 = Cross | first16 = N. J. G. | last17 = Feldman | first17 = P. D. | last18 = Franx | first18 = M. | last19 = Gronwall | first19 = C. | last20 = Infante | first20 = L. | last21 = Kimble | first21 = R. A. | last22 = Lesser | first22 = M. P. | last23 = Martel | first23 = A. R. | last24 = Menanteau | first24 = F. | last25 = Meurer | first25 = G. R. | last26 = Miley | first26 = G. K. | last27 = Postman | last29 = Sirianni | first29 = M. | last30 = Sparks | first30 = W. B. | last28 = Rosati | first28 = P. | doi = 10.1086/375460 | title = Hubble Space TelescopeACS Coronagraphic Imaging of the Circumstellar Disk around HD 141569A | first27 = M. | journal = The Astronomical Journal | volume = 126 | pages = 385 | year = 2003 | pmid = | pmc = | displayauthors = 29|arxiv = astro-ph/0303605 |bibcode = 2003AJ....126..385C }}</ref> Li & Lunine<ref>{{citeCita journalpublicación periódica | last1 = Li | first1 = A. | last2 = Lunine | first2 = J. I. | year = 2003 | title = Modeling the infrared emission from the HD 141569A disk | url = | journal = Astrophysical Journal | volume = 594 | issue = 2| pages = 987–1010 | doi = 10.1086/376939 | bibcode=2003ApJ...594..987L|arxiv = astro-ph/0311070 }}</ref> atoparon xeo de auga alí. Como os xeos xeralmente existen nas partes externas dos discos protoplanetarios, Hersant ''et al.''<ref>{{citeCita journalpublicación periódica | bibcode = 2004P&SS...52..623H | doi=10.1016/j.pss.2003.12.011 | title = Enrichment in volatiles in the giant planets of the Solar System | year = 2004 | last1 = Hersant | first1 = F | journal = Planetary and Space Science | volume = 52 | issue = 7 | pages = 623–641 }}</ref> propuxeron unha interpretación do enriquecemento en volátiles, observado nos catro [[planeta xigante|planetas xigantes]] do [[Sistema Solar]], con respecto á súa cantidade solar. Asumiron que os [[Volatilidade (física)|volátiles]] foran atrapados en forma de hidratos e incorporados aos [[planetesimal|planetesimais]] que se movían polas zonas que alimentaban aos [[protoplaneta]]s en formación.

Kieffer ''et al.'' (2006) suxeriron que a actividade de tipo [[géyser]] detectada nas rexións do polo sur da lúa [[Encélado (lúa)|Encélado]] do planeta [[Saturno]] é orixinada por hidrato clatratos, que liberan dióxido de carbono, metano e nitróxeno cando quedan expostos ao baleiro do espazo nas fracturas chamadas "[[listas de Tigre (Encélado)|listas de tigre]]" que se encontran nesa área de Encélado.<ref name=Kieffer2006>{{citeCita journalpublicación periódica| first=Susan W.| last= Kieffer|author2=Xinli Lu |author3=Craig M. Bethke |author4=John R. Spencer |author5=Stephen Marshak |author6=Alexandra Navrotsky | year=2006| doi=10.1126/science.1133519| title=A Clathrate Reservoir Hypothesis for Enceladus' South Polar Plume| journal=Science| volume=314| issue=5806| pages=1764–1766| pmid=17170301| bibcode=2006Sci...314.1764K}}</ref>

Na [[Terra]] encóntranse de forma natural hidratos de gas no leito do mar, en sedimentos oceánicos,<ref>{{citeCita journalpublicación periódica |year=1980 |author1=Kvenvolden, K. A. |author2=McMenamin, M. A. |title=Hydrates of Natural Gas: Their Geologic Occurrence |journal=U. S. Geological Survey Circular |volume=825 }}</ref> en sedimentos de lagos profundos (por exemplo, no [[lago Baikal]]), e nas rexións continentais con [[permafrost]]. A cantidade de [[metano]] atrapado potencialmente en depósitos naturais de [[hidrato de metano|hidratos de metano]] é moi significativa (de 10¹⁵ a 10¹⁷ metros cúbicos),<ref>http://www.newscientist.com/article/dn16848-ice-that-burns-could-be-a-green-fossil-fuel.html Ice that burns could be a green fossil fuel [[New Scientist]] 26 de marzo de 2009 por Michael Marshall</ref> o que fai que sexan de grande interese como unha potencial fonte de enerxía. A liberación catastrófica de metano debido á descomposición de ditos depósitos pode orixinar un cambio climático global, porque o [[metano|CH₄]] é un [[gas de efecto invernadoiro]] máis eficaz que o [[dióxido de carbono|CO₂]] (ver [[metano atmosférico]]). A rápida descomposición deses depósitos considérase un perigo xeolóxico debido a que pode desencadear [[corremento de terras|corrementos de terras]], [[terremoto]]s e [[tsunami]]s. Porén, os hidratos de gas natural non conteñen só metano senón tamén outros gases [[hidrocarburo]]s, xunto con [[sulfuro de hidróxeno|H₂S]] e [[dióxido de carbono|CO₂]]. Os [[hidrato de aire|hidratos de aire]] obsérvanse frecuentemente en mostras de xeo polares.

Os chamados [[pingo]]s son estruturas comúns nas rexións de permafrost.<ref>{{citeCita journalpublicación periódica | title = Methane Leakage from Pingo-like Features on the Arctic Shelf, Beaufort Sea, NWT, Canada | publisher = SAO/NASA ADS |date=December 2005 | bibcode = 2005AGUFM.C11A1069U | author1 = Ussler, W. | author2 = Paull, C. K. | author3 = Lorenson, T. | author4 = Dallimore, S. | author5 = Medioli, B. | author6 = Blasco, S. | author7 = McLaughlin, F. | author8 = Nixon, F. M. | volume = 11 | pages = 1069 | journal = American Geophysical Union }}</ref> Estruturas similares poden atoparse en augas profundas e están relacionadas con fugas de metano.

As condicións termodinámicas dos [[oleoduto]]s favorecen a formación neles de hidratos. Isto pode supoñer un gran problema porque os cristis de [[clatrato]]s poderían aglomerarse e entupir o oleoduto<ref>{{citeCita journalpublicación periódica | doi = 10.1021/ef800189k | title = Investigation of Interactions between Gas Hydrates and Several Other Flow Assurance Elements | year = 2008 | last1 = Gao | first1 = Shuqiang | journal = Energy & Fuels | volume = 22 | issue = 5 | pages = 3150–3153 }}</ref> e causar fallos no fluxo de gas e danos nas válvulas e instrumentos. Os resultados poden ir desde a redución do fluxo a danos no equipamento.

{{listarefListaref|230em}}