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Cohete Boeing Delta II que transporta la nave espacial Stardust esperando su lanzamiento. Stardust tuvo un encuentro cercano con el cometa Wild 2 en enero de 2004 y también recogió polvo interestelar que contenía granos interestelares pre-solares.

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 [ editar ]

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 la nube interestelar 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 [ editar ]

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 diferentes 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 novacons de la 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 pareció seguro que los granos de polvo de estrellas estaban contenidos en el 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 tanto, el hallazgo de polvo de estrellas data de 1987. [12]Para medir las proporciones de abundancia isotópica de los elementos estructurales (por ejemplo, silicio en un grano de SiC) en granos microscópicos de polvo de estrellas se habían requerido dos pasos tecnológicos y científicos difíciles: 1) localizar granos de polvo de estrellas de tamaño micrométrico 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]

Granos presolares del meteorito Murchison

En enero de 2020, el análisis del meteorito Murchison encontrado en Australia en 1969 reveló que el 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 [ editar ]

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 cúmulos varía desde el tamaño de un micrómetrocristales de carburo de silicio (hasta 10 13 átomos), hasta el del diamante 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 [ editar ]

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]
  • silicon carbide (SiC) submicrometer to micrometer sized grains. Presolar SiC occurs as single-polytype grains or polytype intergrowths. The atomic structures observed contain the two lowest order polytypes: hexagonal 2H and cubic 3C (with varying degrees of stacking fault disorder) as well as 1-dimensionally disordered SiC grains.[25] In comparison, terrestrial laboratory synthesized SiC is known to form over a hundred different polytypes.
  • titanium carbide (TiC) and other carbides within C and SiC grains[26]
  • silicon nitride (Si3N4)
  • corundum (Al2O3)[27]
  • spinel (MgAl2O4)[28]
  • hibonite ((Ca,Ce)(Al,Ti,Mg)12O19)[29]
  • titanium oxide (TiO2)
  • silicate minerals (olivine and pyroxene)

Information on stellar evolution[edit]

The study of presolar grains provides information about nucleosynthesis and stellar evolution.[3] Grains bearing the isotopic signature of "r-process" (rapid neutron capture) and alpha process (alpha capture) types of nucleosynthesis are useful in testing models of supernovae explosions.[30]

For example, some presolar grains (supernova grains) have very large excesses of calcium-44, a stable isotope of calcium which normally composes only 2% of the calcium abundance. The calcium in some presolar grains is composed primarily of 44Ca, which is presumably the remains of the extinct radionuclide titanium-44, a titanium isotope which is formed in abundance in Type II supernovae such as SN 1987A after rapid capture of four alpha particles by 28Si, after the process of silicon burning normally begins, and prior to the supernova explosion. However, 44Ti has a half-life of only 59 years, and thus it is soon converted entirely to 44Ca. Excesses of the decay products of the longer lived, but extinct, nuclides calcium-41 (half-life 99,400 years) and aluminium-26 (730,000 years) have also been detected in such grains. The rapid-process isotopic anomalies of these grains include relative excesses of nitrogen-15 and oxygen-18 relative to Solar System abundances, as well as excesses of the neutron-rich stable nuclides 42Ca and 49Ti.[31]

Other presolar grains (AGB star grains) provide isotopic and physical information on asymptotic giant branch stars, which have manufactured the largest portion of the refractory elements lighter than iron in the galaxy. Because the elements in these particles were made at different times (and places) in the early Milky Way, the set of collected particles further provides insight into galactic evolution prior to the formation of the Solar System.[32]

In addition to providing information on nucleosynthesis of the grain's elements, solid grains provide information on the physico-chemical conditions under which they condensed, and on events subsequent to their formation. [32] For example, consider red giants — which produce much of the carbon in our galaxy. Their atmospheres are cool enough for condensation processes to take place, resulting in the precipitation of solid particles (i.e., multiple atom agglomerations of elements such as carbon) in their atmosphere. This is unlike the atmosphere of the Sun, which is too hot to allow atoms to build up into more complex molecules. These solid fragments of matter are then injected into the interstellar medium by radiation pressure. Hence, particles bearing the signature of stellar nucleosynthesis provide information on (i) condensation processes in red giant atmospheres, (ii) radiation and heating processes in the interstellar medium, and (iii) the types of particles that carried the elements of which we are made, across the galaxy to our Solar System.[33]

See also[edit]

  • Circumstellar dust
  • Cosmic dust
  • Cosmochemistry
  • Extraterrestrial diamonds
  • Extraterrestrial materials
  • Glossary of meteoritics
  • Interplanetary dust cloud
  • List of meteorite minerals

References[edit]

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  2. ^ Bernatowicz, Thomas J.; Walker, Robert M. (1997). "Ancient Stardust in the Laboratory". Physics Today. 50 (12): 26–32. Bibcode:1997PhT....50l..26B. doi:10.1063/1.882049.
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  5. ^ Reynolds, J. H.; Turner, G. (1964). "Rare gases in the chondrite Renazzo". Journal of Geophysical Research. 69 (15): 3263–3281. Bibcode:1964JGR....69.3263R. doi:10.1029/JZ069i015p03263.
  6. ^ Xenon has nine stable isotopes that differ in mass because they have different numbers of neutrons in their atomic nuclei. The mass spectrometer records the number of detected xenon atoms at atomic weights A=124, 126, 128, 129, 130, 131, 132, 134 and 136. By measuring these at several temperature steps in the heating of the sample it was demonstrated that trapped xenon had differing components within its total. It was speculated that one such component was xenon created when an unknown superheavy nucleus that was assumed to exist in the early Solar System underwent fission.
  7. ^ a b c Clayton, Donald D. (1978). "Precondensed matter: Key to the early solar system". The Moon and the Planets. 19 (2): 109–137. doi:10.1007/BF00896983. S2CID 121956963.
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  9. ^ Clayton, D. D. (1975). "Extinct radioactivities: Trapped residuals of presolar grains". The Astrophysical Journal. 199: 765. Bibcode:1975ApJ...199..765C. doi:10.1086/153750.
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External links[edit]

  • Presolar grain research
  • Presolar grains in meteorites
  • Moving Stars and Shifting Sands of Presolar History
  • Presolar Grains in Meteorites: An Overview and Some Implications