Los granos presolares son materia sólida interestelar en forma de pequeños granos sólidos que se originaron antes de la formación del Sol . Los granos de polvo de estrellas presolares se formaron dentro de los gases que fluyen y se enfrían de las estrellas presolares anteriores.
La nucleosíntesis estelar que tuvo lugar dentro de cada estrella presolar le da a cada gránulo una composición isotópica única para esa estrella madre, que difiere de la composición isotópica de la materia de nuestro sistema solar así como del promedio galáctico. Estas firmas isotópicas a menudo imprimen procesos nucleares astrofísicos muy específicos [1] que tuvieron lugar dentro de la estrella madre y prueban su origen presolar. [2] [3]
Terminología
Los meteorólogos a menudo usan el término para representar el polvo de estrellas , granos que se originaron dentro de una sola estrella y que extraen de los meteoritos para su estudio. Sin embargo, debido a que la mayoría de los granos interestelares no son polvo de estrellas de una sola estrella, sino que son materia de las nubes interestelares acumulada por granos presolares más pequeños, la mayoría de los granos presolares tampoco son polvo de estrellas. Lógicamente, todo el polvo de estrellas son granos presolares; pero no todos los granos presolares son polvo de estrellas. Sin embargo, esta terminología confusa está muy arraigada entre los meteorólogos del siglo XXI que prefieren usar los términos indistintamente, por lo que ambos usos deben emplear o utilizar la expresión granos de polvo de estrellas presolares para el polvo de estrellas .
Historia
En la década de 1960, se descubrió que los gases nobles neón [4] y xenón [5] tenían proporciones isotópicas inusuales en meteoritos primitivos; su origen y el tipo de materia que los contenía era un misterio. Estos descubrimientos se hicieron vaporizando una muestra a granel de un meteorito dentro de un espectrómetro de masas , con el fin de contar la abundancia relativa de los isótopos de la muy pequeña cantidad de gases nobles atrapados como inclusiones. Durante la década de 1970, experimentos similares descubrieron más componentes de isótopos de xenón atrapados. [6] Se avanzaron especulaciones contrapuestas sobre los orígenes de los componentes isotópicos del xenón, todo dentro del paradigma existente de que las variaciones fueron creadas por procesos dentro de una nube de gas solar inicialmente homogénea.
Un nuevo marco teórico para la interpretación se desarrolló durante la década de 1970 cuando Donald D. Clayton rechazó la creencia popular entre los meteorólogos de que el sistema solar comenzó como un gas caliente uniforme. [7] En cambio, predijo que se encontrarían composiciones isotópicas inusuales pero predecibles dentro de los granos interestelares condensados térmicamente que se habían condensado durante la pérdida de masa de estrellas de diferentes tipos. Argumentó que tales granos existen en todo el medio interestelar. [7] [8] Los primeros artículos de Clayton que utilizaron esa idea en 1975 describieron un medio interestelar poblado de granos de supernova que son ricos en isótopos radiogénicos de Ne y Xe que habían definido las radiactividades extintas. [9] Clayton definió varios tipos de granos presolares de polvo de estrellas que probablemente se descubrirán: polvo de estrellas de estrellas gigantes rojas, sunocons (acrónimo de SU per NO va CON densates) de supernovas , nebcons de condensación nebular por acreción de átomos y moléculas gaseosos de nubes frías, y novacon de condensación de nova . [7] A pesar del desarrollo activo vigoroso y continuo de esta imagen, las sugerencias de Clayton no fueron apoyadas por otros durante una década hasta que tales granos fueron descubiertos dentro de los meteoritos.
La primera consecuencia inequívoca de la existencia de polvo de estrellas dentro de los meteoritos provino del laboratorio de Edward Anders en Chicago, [10] quien descubrió usando espectrometría de masas tradicional que las abundancias isotópicas de xenón contenidas dentro de un residuo carbonoso insoluble en ácido que permaneció después de que la masa del meteorito había sido disuelto en ácidos coincidió casi exactamente con las predicciones para el xenón isotópico en el polvo de estrellas de la gigante roja . [8] Entonces parecía seguro que los granos de polvo de estrellas estaban contenidos dentro del residuo insoluble en ácido de Anders. Encontrar los granos de polvo de estrellas reales y documentarlos fue un desafío mucho más difícil que requirió localizar los granos y demostrar que sus isótopos coincidían con los de la estrella gigante roja. Siguió una década de intensa búsqueda experimental en el intento de aislar granos individuales de esos portadores de xenón. Pero lo que realmente se necesitaba para descubrir el polvo de estrellas era un nuevo tipo de espectrómetro de masas que pudiera medir la menor cantidad de átomos en un solo grano. Varios laboratorios buscaron sondas de iones de pulverización en un intento de demostrar un instrumento de este tipo. Pero las sondas de iones contemporáneas necesitaban ser tecnológicamente mucho mejores.
En 1987, se descubrió que los granos de diamante [11] y los granos de carburo de silicio [12] existían abundantemente en esos mismos residuos insolubles en ácido y también contenían grandes concentraciones de gases nobles. Las anomalías isotópicas significativas se midieron a su vez mediante mejoras en la espectrometría de masas de iones secundarios (SIMS) dentro de los elementos químicos estructurales de estos granos. [13] Los experimentos SIMS mejorados mostraron que los isótopos de silicio dentro de cada grano de SiC no tenían proporciones isotópicas solares, sino las esperadas en ciertas estrellas gigantes rojas. Por lo tanto, el hallazgo de polvo de estrellas está fechado en 1987. [12] Para medir las proporciones de abundancia isotópica de los elementos estructurales (por ejemplo, silicio en un grano de SiC) en granos de polvo de estrellas microscópicos se habían requerido dos pasos tecnológicos y científicos difíciles: 1) localizar el polvo de estrellas de tamaño micrométrico granos dentro de la abrumadora masa del meteorito; 2) desarrollo de la tecnología SIMS a un nivel suficientemente alto para medir las proporciones de abundancia isotópica en granos de tamaño micrométrico. Ernst Zinner se convirtió en un líder importante en aplicaciones SIMS para granos microscópicos. [14] [15]
En enero de 2020, el análisis del meteorito Murchison encontrado en Australia en 1969 reveló que su polvo de estrellas se formó hace entre 5 y 7 mil millones de años, más antiguo que el sol de la Tierra, de 4.600 millones de años, lo que convierte al meteoro y su polvo de estrellas en el material sólido más antiguo jamás descubierto en la Tierra . [16] [17] [18]
En meteoritos
Los granos presolares son la materia sólida que estaba contenida en el gas interestelar antes de que se formara el Sol. El componente de polvo de estrellas se puede identificar en el laboratorio por sus abundancias isotópicas anormales y consiste en minerales refractarios que sobrevivieron al colapso de la nebulosa solar y la posterior formación de planetesimales . [19]
Para los investigadores de meteoritos, el término granos presolares ha llegado a significar granos presolares que se encuentran en los meteoritos, que consisten mayoritariamente en polvo de estrellas . En los meteoritos no se han detectado muchos otros tipos de polvo cósmico . Los granos de polvo de estrellas presolares comprenden solo alrededor del 0,1 por ciento de la masa total de materia particulada que se encuentra en los meteoritos. Dichos granos son materiales isotópicamente distintos que se encuentran en la matriz de grano fino de los meteoritos , como las condritas primitivas . [20] Sus diferencias isotópicas con el meteorito que lo recubre requieren que sean anteriores al Sistema Solar . La cristalinidad de esos grupos varía desde cristales de carburo de silicio de tamaño micrométrico (hasta 10 13 átomos), hasta diamantes de tamaño nanométrico (aproximadamente 1000 átomos) y cristales de grafeno sin capas de menos de 100 átomos. Los granos refractarios lograron sus estructuras minerales condensándose térmicamente dentro de los gases en expansión que se enfrían lentamente de las supernovas y de las estrellas gigantes rojas . [20]
Caracterización
Los granos presolares se investigan utilizando microscopios electrónicos de barrido o transmisión (SEM / TEM) y métodos de espectrometría de masas (espectrometría de masas de gases nobles, espectrometría de masas de ionización por resonancia (RIMS), espectrometría de masas de iones secundarios (SIMS, NanoSIMS)). Los granos presolares que consisten en diamantes tienen solo unos pocos nanómetros de tamaño y, por lo tanto, se denominan nanodiamantes. Debido a su pequeño tamaño, los nanodiamantes son difíciles de investigar y, aunque se encuentran entre los primeros granos presolares descubiertos, se sabe relativamente poco sobre ellos. Los tamaños típicos de otros granos presolares están en el rango de micrómetros.
Hasta ahora se han identificado granos presolares que consisten en los siguientes minerales:
- granos de diamante (C) de tamaño nanométrico (~ 2,6 nanómetros ( 1 ⁄ 10000000 in) de diámetro) [21] posiblemente formados por deposición de vapor [22]
- partículas y aniones de grafito (C), [23] algunos con núcleos de grafeno sin capas [24]
- carburo de silicio (SiC) submicrométrico a granos de tamaño micrométrico. El SiC presolar se presenta como granos de un solo politipo o intercrecimientos de politipos. Las estructuras atómicas observadas contienen los dos politipos de orden más bajo: hexagonal 2H y cúbico 3C (con diversos grados de desorden de fallas de apilamiento) así como granos de SiC desordenados unidimensionalmente. [25] En comparación, se sabe que el SiC sintetizado en laboratorios terrestres forma más de cien politipos.
- carburo de titanio (TiC) y otros carburos dentro de los granos de C y SiC [26]
- nitruro de silicio ( Si
3norte
4) - corindón ( Al
2O
3) [27] - espinela ( MgAl
2O
4) [28] - hibonita ( (Ca, Ce) (Al, Ti, Mg)
12O
19) [29] - óxido de titanio ( TiO
2) - minerales de silicato ( olivino y piroxeno )
Información sobre la evolución estelar
El estudio de los granos presolares proporciona información sobre la nucleosíntesis y la evolución estelar . [3] Los granos con la firma isotópica de " r-proceso " ( r captura APID de neutrones) y alfa proceso (alfa captura) tipos de nucleosíntesis son útiles en la prueba de modelos de supernova explosiones. [30]
Por ejemplo, algunos granos presolares (granos de supernova) tienen grandes excesos de calcio-44 , un isótopo estable de calcio que normalmente compone solo el 2% de la abundancia de calcio. El calcio en algunos granos presolares está compuesto principalmente de 44 Ca, que es presumiblemente los restos del radionúclido extinto titanio-44 , un isótopo de titanio que se forma en abundancia en supernovas de Tipo II como SN 1987A después de la rápida captura de cuatro partículas alfa por 28 Si, después de que normalmente comienza el proceso de combustión del silicio y antes de la explosión de la supernova. Sin embargo, el 44 Ti tiene una vida media de solo 59 años y, por lo tanto, pronto se convierte por completo en 44 Ca. También se han detectado en dichos granos excesos de los productos de descomposición de los nucleidos de vida más larga, pero extintos, calcio-41 (vida media 99.400 años) y aluminio-26 (730.000 años). Las anomalías isotópicas de proceso rápido de estos granos incluyen excesos relativos de nitrógeno-15 y oxígeno-18 en relación con las abundancias del Sistema Solar, así como excesos de los nucleidos estables ricos en neutrones 42 Ca y 49 Ti. [31]
Otros granos presolares (granos estrella AGB) proporcionan información isotópica y física en un symptotic g iant b rancho estrellas, que han fabricados la mayor parte de los elementos refractarios ligeros que el hierro en la galaxia. Debido a que los elementos de estas partículas se crearon en diferentes momentos (y lugares) en la Vía Láctea temprana, el conjunto de partículas recolectadas proporciona información adicional sobre la evolución galáctica antes de la formación del Sistema Solar. [32]
Además de brindar información sobre la nucleosíntesis de los elementos del grano, los granos sólidos brindan información sobre las condiciones físico-químicas en las que se condensaron y sobre los eventos posteriores a su formación. [32] Por ejemplo, considere las gigantes rojas , que producen gran parte del carbono en nuestra galaxia. Sus atmósferas son lo suficientemente frías para que se produzcan procesos de condensación, lo que resulta en la precipitación de partículas sólidas (es decir, aglomeraciones de múltiples átomos de elementos como el carbono) en su atmósfera. Esto es diferente a la atmósfera del Sol , que es demasiado caliente para permitir que los átomos se acumulen en moléculas más complejas. Estos fragmentos sólidos de materia se inyectan luego en el medio interestelar mediante presión de radiación . Por lo tanto, las partículas que llevan la firma de la nucleosíntesis estelar proporcionan información sobre (i) los procesos de condensación en atmósferas de gigantes rojas, (ii) los procesos de radiación y calentamiento en el medio interestelar y (iii) los tipos de partículas que transportan los elementos de los que somos hecho, a través de la galaxia hasta nuestro Sistema Solar. [33]
Ver también
- Polvo circunestelar
- Polvo cósmico
- Cosmoquímica
- Diamantes extraterrestres
- Materiales extraterrestres
- Glosario de meteoritos
- Nube de polvo interplanetaria
- Lista de minerales de meteoritos
Referencias
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enlaces externos
- Investigación de granos presolares
- Granos presolares en meteoritos
- Estrellas en movimiento y arenas movedizas de la historia presolar
- Granos presolares en meteoritos: una descripción general y algunas implicaciones