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El "polvo espacial" vuelve a dirigir aquí. Para otros usos, consulte Polvo espacial (desambiguación) .
Para la banda de jazz, vea Cosmic Dust (banda) .
Partícula de polvo interplanetario de condrita porosa .

El polvo cósmico , también llamado polvo extraterrestre o polvo espacial , es polvo que existe en el espacio exterior o que ha caído sobre la Tierra . [1] [2] La mayoría de las partículas de polvo cósmico miden entre unas pocas moléculas y 0,1 mm (100 micrómetros). Las partículas más grandes se denominan meteoroides . El polvo cósmico se puede distinguir además por su ubicación astronómica: polvo intergaláctico , polvo interestelar, polvo interplanetario (como en la nube zodiacal ) y polvo circumplanetario (como en un anillo planetario ).

En el Sistema Solar , el polvo interplanetario provoca la luz zodiacal . El polvo del Sistema Solar incluye polvo de cometas , polvo de asteroides , polvo del cinturón de Kuiper y polvo interestelar que atraviesa el Sistema Solar. Se estima que miles de toneladas de polvo cósmico llegan a la superficie de la Tierra cada año, [3] y la mayoría de los granos tienen una masa entre 10-16 kg (0,1 pg) y 10 -4 kg (100 mg). [3] La densidad de la nube de polvo a través de la cual viaja la Tierra es de aproximadamente 10 −6 granos de polvo / m 3 . [4]

El polvo cósmico contiene algunos compuestos orgánicos complejos (sólidos orgánicos amorfos con una estructura mixta aromático - alifática ) que podrían ser creados de forma natural y rápida por las estrellas . [5] [6] [7] Una fracción más pequeña de polvo en el espacio es "polvo de estrellas" que consiste en minerales refractarios más grandes que se condensan como materia dejada por las estrellas.

Las partículas de polvo interestelar fueron recolectadas por la nave espacial Stardust y las muestras fueron devueltas a la Tierra en 2006. [8] [9] [10] [11]

Estudio e importancia [ editar ]

Impresión artística de la formación de polvo alrededor de una explosión de supernova. [12]

El polvo cósmico fue una vez únicamente una molestia para los astrónomos, ya que oscurece los objetos que deseaban observar. Cuando comenzó la astronomía infrarroja , se observó que las partículas de polvo eran componentes importantes y vitales de los procesos astrofísicos. Su análisis puede revelar información sobre fenómenos como la formación del Sistema Solar. [13] Por ejemplo, el polvo cósmico puede provocar la pérdida de masa cuando una estrella se acerca al final de su vida , desempeñar un papel en las primeras etapas de formación estelar y formar planetas . En el Sistema Solar , el polvo juega un papel importante en la luz zodiacal , los rayos del anillo B de Saturno . , los anillos planetarios externos difusos en Júpiter , Saturno, Urano y Neptuno , y los cometas .

Luz zodiacal causada por polvo cósmico. [14]

El estudio interdisciplinario del polvo reúne diferentes campos científicos: física ( estado sólido , teoría electromagnética , física de superficies, física estadística , física térmica ), matemáticas fractales , química de superficies sobre granos de polvo, meteoritos , así como todas las ramas de la astronomía y la astrofísica. . [15] Estas áreas de investigación dispares pueden estar vinculadas por el siguiente tema: las partículas de polvo cósmico evolucionan cíclicamente; química, física y dinámicamente. La evolución del polvo traza caminos en los que el Universo recicla material, en procesos análogos a los pasos de reciclaje diarios con los que muchas personas están familiarizadas: producción, almacenamiento, procesamiento, recolección, consumo y descarte.

Las observaciones y mediciones del polvo cósmico en diferentes regiones proporcionan una visión importante de los procesos de reciclaje del Universo; en las nubes del medio interestelar difuso , en las nubes moleculares , en el polvo circunestelar de objetos estelares jóvenes y en sistemas planetarios como el Sistema Solar , donde los astrónomos consideran el polvo como en su estado más reciclado. Los astrónomos acumulan 'instantáneas' observacionales del polvo en diferentes etapas de su vida y, con el tiempo, forman una película más completa de los complicados pasos de reciclaje del Universo.

Parámetros como el movimiento inicial de la partícula, las propiedades del material, el plasma intermedio y el campo magnético determinaron la llegada de la partícula de polvo al detector de polvo. Cambiar ligeramente cualquiera de estos parámetros puede dar lugar a un comportamiento dinámico del polvo significativamente diferente. Por lo tanto, uno puede aprender de dónde vino ese objeto y qué hay (en) el medio intermedio.

Métodos de detección [ editar ]

Polvo cósmico de la Galaxia de Andrómeda según lo revelado en luz infrarroja por el Telescopio Espacial Spitzer .

El polvo cósmico puede detectarse mediante métodos indirectos que utilizan las propiedades radiativas de las partículas de polvo cósmico.

El polvo cósmico también se puede detectar directamente ('in situ') utilizando una variedad de métodos de recolección y desde una variedad de ubicaciones de recolección. Las estimaciones de la afluencia diaria de material extraterrestre que ingresa a la atmósfera terrestre oscilan entre 5 y 300 toneladas. [16] [17]

La NASA recolecta muestras de partículas de polvo de estrellas en la atmósfera de la Tierra utilizando colectores de placas bajo las alas de aviones que vuelan estratosféricos . También se recogen muestras de polvo de depósitos superficiales en las grandes masas de hielo de la Tierra (Antártida y Groenlandia / Ártico) y en sedimentos de aguas profundas.

Don Brownlee, de la Universidad de Washington en Seattle, identificó por primera vez de manera confiable la naturaleza extraterrestre de las partículas de polvo recolectadas a fines de la década de 1970. Otra fuente son los meteoritos , que contienen polvo de estrellas extraído de ellos. Los granos de polvo de estrellas son piezas sólidas refractarias de estrellas presolares individuales. Son reconocidos por sus composiciones isotópicas extremas, que solo pueden ser composiciones isotópicas dentro de estrellas evolucionadas, antes de cualquier mezcla con el medio interestelar. Estos granos se condensaron a partir de la materia estelar mientras se enfriaba dejando la estrella.

Polvo cósmico de la Nebulosa Cabeza de Caballo revelado por el Telescopio Espacial Hubble .

En el espacio interplanetario, se han construido y volado detectores de polvo en naves espaciales planetarias, algunos están volando actualmente y actualmente se están construyendo más para volar. Las grandes velocidades orbitales de las partículas de polvo en el espacio interplanetario (típicamente de 10 a 40 km / s) hacen que la captura de partículas intactas sea problemática. En cambio, los detectores de polvo in situ generalmente están diseñados para medir los parámetros asociados con el impacto de alta velocidad de las partículas de polvo en el instrumento y luego derivar las propiedades físicas de las partículas (generalmente masa y velocidad) a través de la calibración de laboratorio (es decir, impactar partículas aceleradas con propiedades conocidas en una réplica de laboratorio del detector de polvo). A lo largo de los años, los detectores de polvo han medido, entre otros, el destello de la luz de impacto, la señal acústica y la ionización del impacto. Recientemente, el instrumento de polvo en Stardustpartículas capturadas intactas en aerogel de baja densidad .

En el pasado, los detectores de polvo volaron en las misiones espaciales HEOS-2 , Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Giotto , Galileo y Cassini , en los satélites en órbita terrestre LDEF , EURECA y Gorid, y algunos científicos han utilizado la Voyager 1 y 2 naves espaciales como sondas gigantes de Langmuir para muestrear directamente el polvo cósmico. Actualmente, los detectores de polvo están volando en Ulysses , Proba , Rosetta , Stardust y New Horizons.astronave. El polvo recolectado en la Tierra o recolectado más allá en el espacio y devuelto por misiones espaciales de retorno de muestras es luego analizado por científicos del polvo en sus respectivos laboratorios en todo el mundo. Existe una gran instalación de almacenamiento de polvo cósmico en el JSC de Houston de la NASA.

La luz infrarroja puede penetrar las nubes de polvo cósmico, lo que nos permite observar las regiones de formación de estrellas y los centros de las galaxias. La NASA 's telescopio espacial es el mayor telescopio infrarrojo aún lanzado al espacio. Fue transportado por un cohete Delta desde Cabo Cañaveral, Florida, el 25 de agosto de 2003. Durante su misión, Spitzer obtuvo imágenes y espectros detectando la radiación térmica emitida por objetos en el espacio entre longitudes de onda de 3 y 180 micrómetros. La mayor parte de esta radiación infrarroja está bloqueada por la atmósfera terrestre y no se puede observar desde el suelo. Los hallazgos del Spitzer han revitalizado los estudios del polvo cósmico. Un informe mostró alguna evidencia de que el polvo cósmico se forma cerca de un agujero negro supermasivo. [18]

Otro mecanismo de detección es la polarimetría . Los granos de polvo no son esféricos y tienden a alinearse con los campos magnéticos interestelares , polarizando preferentemente la luz estelar que atraviesa las nubes de polvo. En el espacio interestelar cercano, donde el enrojecimiento interestelar no es lo suficientemente intenso para ser detectado, se ha utilizado polarimetría óptica de alta precisión para recoger la estructura del polvo dentro de la Burbuja Local . [19]

En 2019, los investigadores encontraron polvo interestelar en la Antártida que relacionan con la nube interestelar local . La detección de polvo interestelar en la Antártida se realizó mediante la medición de los radionucleidos Fe-60 y Mn-53 mediante espectrometría de masas con Acelerador de alta sensibilidad . [20]

Propiedades radiativas [ editar ]

HH 151 es un chorro brillante de material incandescente arrastrado por una intrincada columna de gas y polvo de color naranja. [21]

Una partícula de polvo interactúa con la radiación electromagnética de una manera que depende de su sección transversal , la longitud de onda de la radiación electromagnética y de la naturaleza del grano: su índice de refracción , tamaño, etc. El proceso de radiación de un grano individual se llama su emisividad , que depende del factor de eficiencia del grano . Además, tenemos que especificar si el proceso de emisividad es extinción , dispersión , absorción o polarización . En las curvas de emisión de radiación, varias firmas importantes identifican la composición de las partículas de polvo emisoras o absorbentes.

Las partículas de polvo pueden dispersar la luz de manera no uniforme. La luz dispersa hacia adelante es la luz que se redirige ligeramente fuera de su camino por difracción , y la luz dispersa hacia atrás es luz reflejada.

La dispersión y extinción ("atenuación") de la radiación proporciona información útil sobre el tamaño de los granos del polvo. Por ejemplo, si el (los) objeto (s) en los datos de uno es muchas veces más brillante en la luz visible dispersa hacia adelante que en la luz visible dispersa hacia atrás, entonces sabemos que una fracción significativa de las partículas tienen un diámetro de aproximadamente un micrómetro.

La dispersión de la luz de los granos de polvo en fotografías visibles de larga exposición es bastante notable en las nebulosas de reflexión y da pistas sobre las propiedades de dispersión de la luz de las partículas individuales. En las longitudes de onda de los rayos X, muchos científicos están investigando la dispersión de los rayos X por el polvo interestelar, y algunos han sugerido que las fuentes de rayos X astronómicos poseerían halos difusos debido al polvo. [22]

Stardust [ editar ]

Artículo principal: Granos presolares

Los granos de polvo de estrellas (también llamados granos presolares por los meteorólogos [23] ) están contenidos dentro de los meteoritos, de los cuales se extraen en los laboratorios terrestres. El polvo de estrellas era un componente del polvo en el medio interestelar antes de su incorporación a los meteoritos. Los meteoritos han almacenado esos granos de polvo de estrellas desde que los meteoritos se ensamblaron por primera vez dentro del disco de acreción planetario hace más de cuatro mil millones de años. Las llamadas condritas carbonáceas son reservorios especialmente fértiles de polvo de estrellas. Cada grano de polvo de estrellas existía antes de que se formara la Tierra. Stardustes un término científico que se refiere a los granos de polvo refractario que se condensaron al enfriarse los gases expulsados ​​de las estrellas presolares individuales y se incorporaron a la nube a partir de la cual se condensó el Sistema Solar. [24]

Se han identificado muchos tipos diferentes de polvo de estrellas mediante mediciones de laboratorio de la composición isotópica altamente inusual de los elementos químicos que componen cada grano de polvo de estrellas. Es posible que estos granos minerales refractarios hayan sido recubiertos anteriormente con compuestos volátiles, pero se pierden al disolver la materia del meteorito en ácidos, dejando solo minerales refractarios insolubles. Encontrar los núcleos de granos sin disolver la mayor parte del meteorito ha sido posible, pero difícil y laborioso (ver granos presolares ).

Se han descubierto muchos aspectos nuevos de la nucleosíntesis a partir de las proporciones isotópicas dentro de los granos de polvo de estrellas. [25] Una propiedad importante del polvo de estrellas es la naturaleza dura, refractaria y de alta temperatura de los granos. Destacan el carburo de silicio , el grafito , el óxido de aluminio , la espinela de aluminio y otros sólidos similares que se condensarían a alta temperatura a partir de un gas de enfriamiento, como en los vientos estelares o en la descompresión del interior de una supernova . Se diferencian mucho de los sólidos que se forman a baja temperatura en el medio interestelar.

También son importantes sus composiciones isotópicas extremas, que se espera que no existan en ningún lugar del medio interestelar. Esto también sugiere que el polvo de estrellas se condensó a partir de los gases de las estrellas individuales antes de que los isótopos pudieran diluirse mezclándose con el medio interestelar. Estos permiten identificar las estrellas de origen. Por ejemplo, los elementos pesados ​​dentro de los granos de carburo de silicio (SiC) son isótopos del proceso S casi puros , encajando su condensación dentro de los vientos gigantes rojos de estrellas AGB , ya que las estrellas AGB son la fuente principal de nucleosíntesis del proceso S y tienen atmósferas observadas que los astrónomos estén altamente enriquecidos en elementos de proceso extraídos.

Otro ejemplo dramático lo dan los llamados condensados ​​de supernova, generalmente abreviados por el acrónimo SUNOCON (de SUperNOva CONdensate [24] ) para distinguirlos de otros polvos de estrellas condensados ​​dentro de atmósferas estelares. Los SUNOCON contienen en su calcio una abundancia excesivamente grande [26] de 44 Ca, lo que demuestra que se condensaron conteniendo abundante 44 Ti radiactivo , que tiene una vida media de 65 años . Los núcleos de 44 Ti que salían estaban todavía "vivos" (radiactivos) cuando el SUNOCON se condensó cerca de un año dentro del interior de la supernova en expansión, pero se habría convertido en un radionúclido extinto (específicamente 44Ca) después del tiempo requerido para mezclarse con el gas interestelar. Su descubrimiento demostró la predicción [27] de 1975 de que podría ser posible identificar SUNOCON de esta manera. Los SUNOCON de SiC (de las supernovas) son solo un 1% más numerosos que el polvo de estrellas de SiC de las estrellas AGB.

El propio polvo de estrellas (granos SUNOCON y AGB que provienen de estrellas específicas) no es más que una fracción modesta del polvo cósmico condensado, que forma menos del 0,1% de la masa de los sólidos interestelares totales. El gran interés por el polvo de estrellas se deriva de la nueva información que ha aportado a las ciencias de la evolución estelar y la nucleosíntesis .

Los laboratorios han estudiado los sólidos que existían antes de que se formara la Tierra. [28] Esto alguna vez se pensó que era imposible, especialmente en la década de 1970, cuando los cosmoquímicos confiaban en que el Sistema Solar comenzó como un gas caliente [29] prácticamente desprovisto de sólidos restantes, que habrían sido vaporizados por las altas temperaturas. La existencia de polvo de estrellas demostró que esta imagen histórica era incorrecta.

Algunas propiedades masivas [ editar ]

Partícula de polvo interplanetario de condrita lisa.

El polvo cósmico está formado por granos de polvo y agregados en partículas de polvo. Estas partículas tienen una forma irregular, con una porosidad que varía de esponjosa a compacta . La composición, el tamaño y otras propiedades dependen de dónde se encuentre el polvo y, a la inversa, un análisis de composición de una partícula de polvo puede revelar mucho sobre el origen de la partícula de polvo. El polvo medio interestelar difuso general , los granos de polvo en nubes densas , el polvo de los anillos planetarios y el polvo circunestelar , son cada uno de ellos diferentes en sus características. Por ejemplo, los granos en las nubes densas han adquirido un manto de hielo y, en promedio, son más grandes que las partículas de polvo en el medio interestelar difuso.Las partículas de polvo interplanetario (IDP) son generalmente aún más grandes.

Principales elementos de 200 partículas de polvo interplanetario estratosférico.

La mayor parte de la afluencia de materia extraterrestre que cae sobre la Tierra está dominada por meteoroides con diámetros en el rango de 50 a 500 micrómetros, con una densidad promedio de 2,0 g / cm³ (con una porosidad de alrededor del 40%). La tasa de afluencia total de sitios meteoríticos de la mayoría de los desplazados internos capturados en la estratosfera de la Tierra varía entre 1 y 3 g / cm³, con una densidad promedio de aproximadamente 2,0 g / cm³. [30]

Otras propiedades específicas del polvo: en el polvo circunestelar , los astrónomos han encontrado firmas moleculares de CO , carburo de silicio , silicato amorfo , hidrocarburos aromáticos policíclicos , hielo de agua y poliformaldehído , entre otros (en el medio interestelar difuso hay evidencia de silicato y granos de carbono ). El polvo cometario es generalmente diferente (con superposición) del polvo de asteroides . El polvo de asteroides se parece a los meteoritos condríticos carbonosos . El polvo cometario se asemeja a los granos interestelares que pueden incluir silicatos, hidrocarburos aromáticos policíclicos y agua helada.

En septiembre de 2020, se presentó evidencia de agua en estado sólido en el medio interestelar y, en particular, de agua helada mezclada con granos de silicato en granos de polvo cósmico. [31]

Formación de granos de polvo [ editar ]

Los granos grandes en el espacio interestelar son probablemente complejos, con núcleos refractarios que se condensaron dentro de los flujos de salida estelares coronados por capas adquiridas durante las incursiones en densas nubes interestelares frías. Ese proceso cíclico de crecimiento y destrucción fuera de las nubes ha sido modelado [32] [33] para demostrar que los núcleos viven mucho más que la vida media de la masa de polvo. Esos núcleos comienzan principalmente con partículas de silicato que se condensan en las atmósferas de gigantes rojas frías y ricas en oxígeno y granos de carbono que se condensan en las atmósferas de estrellas de carbono frías . Los gigantes rojos han evolucionado o alterado fuera de la secuencia principal y han entrado en el gigantefase de su evolución y son la principal fuente de núcleos de granos de polvo refractario en las galaxias. Esos núcleos refractarios también se denominan polvo de estrellas (sección anterior), que es un término científico para la pequeña fracción de polvo cósmico que se condensó térmicamente dentro de los gases estelares cuando fueron expulsados ​​de las estrellas. Varios por ciento de los núcleos de granos refractarios se han condensado dentro de los interiores en expansión de las supernovas, un tipo de cámara de descompresión cósmica. Los meteorólogos que estudian el polvo de estrellas refractario (extraído de meteoritos) a menudo lo llaman granos presolares.pero eso dentro de los meteoritos es sólo una pequeña fracción de todo el polvo presolar. El polvo de estrellas se condensa dentro de las estrellas a través de una química de condensación considerablemente diferente a la de la mayor parte del polvo cósmico, que acumula frío sobre el polvo preexistente en las oscuras nubes moleculares de la galaxia. Esas nubes moleculares son muy frías, por lo general menos de 50 K, por lo que los hielos de muchos tipos pueden acumularse en los granos, en algunos casos solo para ser destruidos o divididos por radiación y sublimación en un componente gaseoso. Finalmente, a medida que el Sistema Solar se formó, muchos granos de polvo interestelar se modificaron aún más por la coalescencia y las reacciones químicas en el disco de acreción planetario. La historia de los diversos tipos de granos en el Sistema Solar temprano es complicada y solo se comprende parcialmente.

Los astrónomos saben que el polvo se forma en las envolturas de las estrellas de evolución tardía a partir de firmas de observación específicas. En la luz infrarroja, la emisión a 9,7 micrómetros es una firma del polvo de silicato en estrellas gigantes frías y ricas en oxígeno. La emisión a 11,5 micrómetros indica la presencia de polvo de carburo de silicio en estrellas gigantes frías y ricas en carbono evolucionado. Estos ayudan a proporcionar evidencia de que las pequeñas partículas de silicato en el espacio provienen de las envolturas exteriores expulsadas de estas estrellas. [34] [35]

Las condiciones en el espacio interestelar generalmente no son adecuadas para la formación de núcleos de silicato. Esto llevaría un tiempo excesivo para lograrlo, incluso si fuera posible. Los argumentos son que: dado un diámetro de grano típico observado a , el tiempo que tarda un grano en alcanzar a , y dada la temperatura del gas interestelar, los granos interestelares tardarían mucho más que la edad del Universo en formarse. [36] Por otro lado, se observa que los granos se han formado recientemente en la vecindad de estrellas cercanas, en eyecciones de novas y supernovas , y en la variable R Coronae Borealisestrellas que parecen expulsar nubes discretas que contienen tanto gas como polvo. Entonces, la pérdida de masa de las estrellas es, sin duda, donde se formaron los núcleos refractarios de los granos.

La mayor parte del polvo en el Sistema Solar es polvo altamente procesado, reciclado del material del que se formó el Sistema Solar y posteriormente recogido en los planetesimales, y material sólido sobrante como cometas y asteroides , y reformado en cada una de las vidas de colisión de esos cuerpos. Durante la historia de formación del Sistema Solar, el elemento más abundante fue (y sigue siendo) H 2 . Los elementos metálicos: magnesio, silicio y hierro, que son los principales ingredientes de los planetas rocosos, se condensan en sólidos a las temperaturas más altas del disco planetario. Algunas moléculas como CO, N 2 , NH 3, y oxígeno libre, existía en fase gaseosa. Algunas moléculas, por ejemplo, grafito (C) y SiC, se condensarían en granos sólidos en el disco planetario; pero los granos de carbono y SiC que se encuentran en los meteoritos son presolares en función de sus composiciones isotópicas, más que de la formación del disco planetario. Algunas moléculas también formaron compuestos orgánicos complejos y algunas moléculas formaron mantos de hielo congelado, de los cuales cualquiera podría recubrir los núcleos de granos "refractarios" (Mg, Si, Fe). Una vez más, el polvo de estrellas constituye una excepción a la tendencia general, ya que parece estar totalmente sin procesar desde su condensación térmica dentro de las estrellas como minerales cristalinos refractarios. La condensación del grafito ocurre dentro de los interiores de las supernovas a medida que se expanden y enfrían, y lo hace incluso en gas que contiene más oxígeno que carbono, [37]una sorprendente química del carbono hecha posible por el intenso ambiente radiactivo de las supernovas. Este ejemplo especial de formación de polvo ha merecido una revisión específica. [38]

La formación de discos planetarios de moléculas precursoras se determinó, en gran parte, por la temperatura de la nebulosa solar. Dado que la temperatura de la nebulosa solar disminuyó con la distancia heliocéntrica, los científicos pueden inferir el origen de un grano de polvo con el conocimiento de los materiales del grano. Algunos materiales solo podrían haberse formado a altas temperaturas, mientras que otros materiales de grano solo podrían haberse formado a temperaturas mucho más bajas. Los materiales en una sola partícula de polvo interplanetario a menudo muestran que los elementos de los granos se formaron en diferentes lugares y en diferentes momentos de la nebulosa solar. La mayor parte de la materia presente en la nebulosa solar original ha desaparecido desde entonces; arrastrado al Sol, expulsado al espacio interestelar o reprocesado, por ejemplo, como parte de los planetas, asteroides o cometas.

Debido a su naturaleza altamente procesada, las IDP (partículas de polvo interplanetario) son mezclas de grano fino de miles a millones de granos minerales y componentes amorfos . Podemos imaginar un IDP como una "matriz" de material con elementos incrustados que se formaron en diferentes momentos y lugares en la nebulosa solar y antes de la formación de la nebulosa solar. Ejemplos de elementos embebidos en polvo cósmico son GEMS , cóndrulos , y CAIs .

De la nebulosa solar a la Tierra [ editar ]

Un rastro polvoriento desde los inicios del Sistema Solar hasta el polvo carbonoso actual.

Las flechas en el diagrama adyacente muestran una posible ruta desde una partícula de polvo interplanetario recolectada hasta las primeras etapas de la nebulosa solar.

Podemos seguir el rastro de la derecha en el diagrama hasta los desplazados internos que contienen los elementos más volátiles y primitivos. El camino nos lleva primero desde las partículas de polvo interplanetario hasta las partículas de polvo interplanetario condrítico. Los científicos planetarios clasifican a las PDI condríticas en términos de su grado decreciente de oxidación, de modo que se dividen en tres grupos principales: las condritas carbonáceas, ordinarias y enstatita. Como su nombre lo indica, las condritas carbonáceas son ricas en carbono y muchas tienen anomalías en las abundancias isotópicas de H, C, N y O (Jessberger, 2000) [ cita requerida ]. Desde las condritas carbonáceas, seguimos el rastro hasta los materiales más primitivos. Están casi completamente oxidados y contienen los elementos de temperatura de condensación más bajos (elementos "volátiles") y la mayor cantidad de compuestos orgánicos. Por lo tanto, se cree que las partículas de polvo con estos elementos se formaron en la vida temprana del Sistema Solar. Los elementos volátiles nunca han experimentado temperaturas superiores a unos 500 K, por lo tanto, la "matriz" del grano IDP consiste en un material muy primitivo del Sistema Solar. Tal escenario es cierto en el caso del polvo de cometas. [39]La procedencia de la pequeña fracción que es el polvo de estrellas (ver arriba) es bastante diferente; Estos minerales interestelares refractarios se condensan térmicamente dentro de las estrellas, se convierten en un pequeño componente de la materia interestelar y, por lo tanto, permanecen en el disco planetario presolar. Las pistas de daño nuclear son causadas por el flujo de iones de las erupciones solares. Los iones del viento solar que impactan en la superficie de la partícula producen bordes dañados por radiación amorfa en la superficie de la partícula. Y los núcleos espalogénicos son producidos por rayos cósmicos galácticos y solares. Una partícula de polvo que se origina en el Cinturón de Kuiper a 40 UA tendría muchas más veces la densidad de pistas, bordes amorfos más gruesos y dosis integradas más altas que una partícula de polvo que se origina en el cinturón principal de asteroides.

Según estudios de modelos informáticos de 2012 , las complejas moléculas orgánicas necesarias para la vida ( moléculas orgánicas extraterrestres ) pueden haberse formado en el disco protoplanetario de granos de polvo que rodea al Sol antes de la formación de la Tierra . [40] Según los estudios informáticos, este mismo proceso también puede ocurrir alrededor de otras estrellas que adquieren planetas . [40]

En septiembre de 2012, los científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) , sometidos a las condiciones del medio interestelar (ISM) , se transforman, mediante hidrogenación , oxigenación e hidroxilación , en compuestos orgánicos más complejos : "un paso en el camino hacia los aminoácidos y nucleótidos , las materias primas de proteínas y ADN , respectivamente ". [41] [42] Además, como resultado de estas transformaciones, los PAH pierden su firma espectroscópicalo que podría ser una de las razones "de la falta de detección de PAH en los granos de hielo interestelar , particularmente en las regiones externas de nubes frías y densas o en las capas moleculares superiores de los discos protoplanetarios ". [41] [42]

En febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos muy mejorada [43] [44] para detectar y monitorear hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo . Según los científicos de la NASA , más del 20% del carbono del Universo puede estar asociado con los PAH, posibles materiales de partida para la formación de vida . [44] Parece que los PAH se formaron poco después del Big Bang , son abundantes en el Universo, [45] [46] [47] y están asociados con nuevas estrellas yexoplanetas . [44]

En marzo de 2015, los científicos de la NASA informaron que, por primera vez, se han formado compuestos orgánicos complejos de ADN y ARN de la vida , incluidos uracilo , citosina y timina , en el laboratorio en condiciones del espacio exterior , utilizando sustancias químicas de partida, como la pirimidina . en meteoritos . La pirimidina, como los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP), la sustancia química más rica en carbono que se encuentra en el Universo , puede haberse formado en gigantes rojas o en polvo interestelar y nubes de gas, según los científicos. [48]

Algunas nubes "polvorientas" en el universo [ editar ]

El Sistema Solar tiene su propia nube de polvo interplanetaria , al igual que los sistemas extrasolares. Hay diferentes tipos de nebulosas con diferentes causas y procesos físicos: nebulosa difusa , nebulosa de reflexión infrarroja (IR) , remanente de supernova , nube molecular , regiones HII , regiones de fotodisociación y nebulosa oscura .

Las distinciones entre esos tipos de nebulosas son que operan diferentes procesos de radiación. Por ejemplo, las regiones H II, como la Nebulosa de Orión , donde se está produciendo una gran cantidad de formación de estrellas, se caracterizan como nebulosas de emisión térmica. Los remanentes de supernovas, por otro lado, como la Nebulosa del Cangrejo , se caracterizan como emisión no térmica ( radiación de sincrotrón ).

Algunas de las regiones polvorientas más conocidas del Universo son las nebulosas difusas del catálogo Messier, por ejemplo: M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 . [49]

Algunos catálogos de polvo más grandes son Sharpless (1959) A Catalog of HII Regions, Lynds (1965) Catalog of Bright Nebulae, Lynds (1962) Catalog of Dark Nebulae, van den Bergh (1966) Catalog of Reflection Nebulae, Green (1988) Rev. Referencia Cat. of Galactic SNRs, The National Space Sciences Data Center (NSSDC), [50] y CDS Online Catalogs. [51]

Devolución de muestra de polvo [ editar ]

La misión Stardust del programa Discovery se lanzó el 7 de febrero de 1999 para recolectar muestras de la coma del cometa Wild 2 , así como muestras de polvo cósmico. Devolvió muestras a la Tierra el 15 de enero de 2006. En la primavera de 2014, se anunció la recuperación de partículas de polvo interestelar de las muestras. [52]

Ver también [ editar ]

  • Acreción
  • Astroquímica
  • Astrofísica atómica y molecular
  • Cosmoquímica
  • Materiales extraterrestres
  • Medio interestelar
  • Lista de moléculas interestelares y circunestelares
  • Micrometeoroide
  • Tanpopo , una misión que recogió polvo cósmico en órbita terrestre baja

Referencias [ editar ]

  1. ^ Broad, William J. (10 de marzo de 2017). "Manchas de polvo extraterrestre, por todo el techo" . The New York Times . Consultado el 10 de marzo de 2017 .
  2. ^ Gengel, MJ; Larsen, J .; Van Ginneken, M .; Suttle, MD (1 de diciembre de 2016). "Una colección urbana de micrometeoritos grandes de hoy en día: evidencia de variaciones en el flujo de polvo extraterrestre a través del Cuaternario" . Geología . 45 (2): 119. Bibcode : 2017Geo .... 45..119G . doi : 10.1130 / G38352.1 .
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  4. ^ "Aplicaciones de la atadura electrodinámica a los viajes interestelares" Gregory L. Matloff, Less Johnson, febrero de 2005
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  8. ^ Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffs, William (14 de agosto de 2014). "Stardust descubre posibles partículas espaciales interestelares" . NASA . Consultado el 14 de agosto de 2014 .
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Lectura adicional [ editar ]

  • Evans, Aneurin (1994). El universo polvoriento . Ellis Horwood.

Enlaces externos [ editar ]

  • Grupo de polvo cósmico
  • Evidencia del origen interestelar de siete partículas de polvo recolectadas por la nave espacial Stardust