La astronomía del polvo es un subcampo de la astronomía que utiliza la información contenida en partículas individuales de polvo cósmico, desde su estado dinámico hasta su composición isotópica , elemental , molecular y mineralógica , para obtener información sobre los objetos astronómicos que ocurren en el espacio exterior . La astronomía del polvo se superpone con los campos de la ciencia planetaria , la cosmoquímica y la astrobiología .
Eberhard Grün et al. afirmaron en la conferencia del premio Kuiper de 2002 [2]: "Las partículas de polvo, al igual que los fotones , transportan información desde lugares remotos en el espacio y el tiempo. A partir del conocimiento del lugar de origen de las partículas de polvo y sus propiedades en masa, podemos aprender sobre el entorno remoto a partir del cual se formaron las partículas. Este enfoque se llama astronomía del polvo y se lleva a cabo por medio de un telescopio de polvo en un observatorio de polvo en el espacio".
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Tres fenómenos relacionados (hoy los conocemos) con el polvo cósmico fueron observados por los humanos durante milenios: la luz zodiacal , los cometas y los meteoros (cf. Observaciones históricas de cometas en China ). Los primeros astrónomos estaban interesados en comprender estos fenómenos.
La luz zodiacal o falso amanecer se puede ver en el cielo occidental después de que haya desaparecido el crepúsculo vespertino , o en el cielo oriental justo antes de que aparezca el crepúsculo matutino. Este fenómeno fue investigado por el astrónomo Giovanni Domenico Cassini en 1683. Explicó la luz zodiacal por materia interplanetaria (polvo) alrededor del Sol según Hugo Fechtig, Christoph Leinert y Otto E. Berg [4] en el libro Interplanetary Dust . [5] En el pasado, las apariciones inesperadas de cometas se consideraban malos augurios que señalaban desastres y trastornos, como se describe en la Historia observacional de los cometas . Sin embargo, en 1705, Edmond Halley utilizó las leyes del movimiento de Isaac Newton para analizar varios avistamientos de cometas anteriores. Observó que los cometas de 1531, 1607 y 1682 tenían elementos orbitales muy similares, y teorizó que todos eran el mismo cometa. Halley predijo que este cometa regresaría en 1758-59, pero murió antes de que lo hiciera. El cometa, ahora conocido como Cometa Halley y designado oficialmente 1P/Halley, finalmente regresó según lo previsto. Un meteoro o estrella fugaz es un rayo de luz causado por un meteoroide que ingresa a la atmósfera de la Tierra a una velocidad de varias decenas de kilómetros por segundo, a una altitud de unos 100 km. A esta velocidad, el meteoroide se calienta y deja un rastro de átomos e iones excitados que emiten luz a medida que se desexcitan. En algunas culturas, se pensaba que los meteoros eran un fenómeno atmosférico, como los relámpagos . Si bien solo se pueden ver unos pocos meteoros en una hora en una noche sin luna, durante ciertas épocas del año, se pueden observar lluvias de meteoros con más de 100 meteoros por hora. El astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli concluyó en 1866 que los meteoros Perseidas eran fragmentos del cometa Swift-Tuttle , basándose en sus similitudes orbitales. La relación física entre los tres fenómenos dispares fue demostrada por el astrónomo estadounidense Fred Lawrence Whipple , quien en la década de 1950 propuso el modelo de "conglomerado helado" de la composición de los cometas. Este modelo podría explicar cómo los cometas liberan meteoroides y polvo, que a su vez alimentan y mantienen la nube de polvo zodiacal . [6] [7] [8]
Durante mucho tiempo, el único material extraterrestre accesible para su estudio eran los meteoritos que se habían recogido en la superficie de la Tierra. Los meteoritos se consideraban fragmentos sólidos de otros objetos astronómicos como planetas , asteroides , cometas o lunas . La mayoría de los meteoritos son meteoritos condriticos que reciben su nombre por las partículas pequeñas y redondas que contienen. Las condritas carbonáceas son especialmente primitivas; han conservado muchas de sus propiedades químicas desde que se acumularon hace 4.600 millones de años. [9] Otros meteoritos han sido modificados por fusión o diferenciación planetaria del cuerpo original . El análisis de la composición de los meteoritos proporciona una visión de la formación y evolución del Sistema Solar . Por lo tanto, los análisis de meteoritos han sido la piedra angular de la cosmoquímica . [10]
Las primeras muestras extraterrestres, aparte de los meteoritos, fueron 380 kg de muestras lunares traídas en los años setenta por las misiones Apolo y aproximadamente al mismo tiempo 300 g fueron devueltos por la nave espacial no tripulada Luna . Recientemente, en 2020, Chang'e 5 recogió 1,7 kg de material lunar. De las composiciones isotópicas , elementales, moleculares y mineralógicas se extrajeron conclusiones importantes sobre, por ejemplo, el origen de la Luna, como la hipótesis del impacto gigante [11] .
Miles de granos fueron recolectados durante el sobrevuelo del cometa 81P/Wild por la Stardust que trajo las muestras a la Tierra en 2006. Su análisis proporcionó información sobre el Sistema Solar primitivo . [12] También se recolectaron algunos probables granos interestelares durante el crucero interplanetario de la Stardust y fueron devueltos por la misma misión. [13]
Los asteroides y los meteoritos se han vinculado a través de sus tipos espectrales de asteroides y similitudes en el espectro visible e infrarrojo cercano , [14] lo que implica que los asteroides y los meteoritos derivan de los mismos cuerpos parentales .
Las primeras muestras de asteroides fueron recolectadas por las misiones Hayabusa de la JAXA . Hayabusa se topó con el asteroide 25143 Itokawa en noviembre de 2005, recogió partículas de entre 10 y 100 micrones de la superficie y las trajo de regreso a la Tierra en junio de 2010. [15] La misión Hayabusa 2 recolectó alrededor de 5 g de material superficial y subterráneo del asteroide 162173 Ryugu , un asteroide primitivo de tipo C , y lo trajo de regreso a la Tierra en 2020. [16]
Las misiones de retorno de muestras son muy costosas y sólo pueden abordar un pequeño número de objetos astronómicos. Por lo tanto, se han buscado métodos menos costosos para recolectar y analizar materiales extraterrestres . El polvo cósmico que sobrevive a la entrada atmosférica puede ser recolectado por aeronaves que vuelan a gran altura (~20 km). Donald E. Brownlee identificó de manera confiable la naturaleza extraterrestre de dichas partículas de polvo recolectadas por su composición condrítica . [17] Una gran parte de las partículas recolectadas pueden tener un origen cometario [18] mientras que otras provienen de asteroides. [19] Estas muestras de polvo estratosférico pueden solicitarse para investigaciones posteriores a partir de un catálogo que proporciona fotos SEM junto con sus espectros EDS . [20]
Desde el comienzo de la era espacial, el estudio del polvo espacial se ha expandido rápidamente. La astronomía infrarroja, que ya no tenía que espiar a través de estrechas ventanas infrarrojas en la atmósfera, cartografió nubes de polvo frías y oscuras en todas partes del universo . Además, la detección y el análisis in situ del polvo cósmico se convirtieron en el foco de atención de las agencias espaciales (véase Space dust measurement ).
Numerosas naves espaciales han detectado partículas de polvo cósmico de tamaño micrométrico en todo el sistema planetario . Algunas de estas naves espaciales tenían analizadores de composición de polvo que usaban ionización por impacto para determinar la composición de iones generados a partir de la partícula de polvo cósmico. Ya el primer analizador de composición de polvo, el Analizador de Micrometeoroides Helios , buscó variaciones en las propiedades físicas y compositivas de los micrometeoroides . Los espectros no demostraron ninguna agrupación de minerales individuales. La transición continua de masas de iones bajas a altas indica que los granos individuales son una mezcla de varios minerales y compuestos carbonáceos. [21] Los analizadores de masa de polvo más avanzados en las misiones del cometa Halley de 1986 Vega 1 , Vega 2 y Giotto registraron una abundancia de partículas pequeñas. Además de silicatos, muchas de estas partículas eran ricas en elementos ligeros como H , C , N y O. Esto indica que el polvo Halley es incluso más primitivo que las condritas carbonáceas . [22] La identificación de componentes orgánicos sugiere que la mayoría de las partículas consisten en un núcleo predominantemente condrítico con un manto orgánico refractario. [23]
El analizador de polvo cósmico (CDA) de Cassini analizó el polvo a lo largo de su crucero interplanetario a Saturno y dentro del sistema de Saturno. Durante el sobrevuelo de Júpiter de Cassini, el CDA detectó varios impactos de 100 polvos a 100 millones de kilómetros de Júpiter. Los espectros de estas partículas revelaron que el cloruro de sodio (NaCl) era el principal constituyente de partículas, junto con componentes que contenían azufre y potasio que demostraron su relación con la luna volcánica de Júpiter, Ío . [24] Las partículas del anillo E de Saturno consisten predominantemente en hielo de agua [25] pero en las proximidades de la luna de Saturno Encélado, el CDA encontró principalmente partículas de hielo ricas en sal que fueron expulsadas por géiseres de hielo activos en la superficie de esta luna. Este hallazgo llevó a la creencia de que un océano subterráneo de agua salada es la fuente de toda la materia observada en las columnas. [26] A gran distancia de Saturno, el CDA identificó y analizó granos interestelares que pasaban por el sistema de Saturno. Estos análisis sugirieron granos ricos en magnesio de composición de silicato y óxido, algunos con inclusiones de hierro. [27]
La detección de cargas eléctricas de polvo mediante CDA [28] [29] proporcionó medios para la detección y el análisis sin contacto de granos de polvo en el espacio. Este descubrimiento condujo al desarrollo de un sensor de trayectoria que nos permite determinar la trayectoria de una partícula de polvo cargada [30] [31] antes del impacto sobre un objetivo de impacto. Un sensor de trayectoria de polvo de este tipo se puede combinar con un colector de polvo de aerogel [32] para formar un colector de polvo activo [33] o con un analizador de composición de polvo de área grande [34] para formar un telescopio de polvo [35]. Con sus capacidades, el CDA puede considerarse un prototipo de telescopio de polvo.
Los métodos in situ de astronomía del polvo, como los analizadores de composición del polvo, tienen como objetivo la explotación de la información cosmoquímica contenida en partículas individuales de polvo cósmico. [37] No tan costosas como las misiones de retorno de muestras son las misiones de encuentro con un cometa o asteroide como la sonda espacial Rosetta al cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko . Rosetta caracterizó el polvo del cometa recolectado mediante sofisticados analizadores de polvo como el detector de polvo GIADA , [38] un espectrómetro de masas de iones secundarios de alta resolución COSIMA , [39] [40] un microscopio de fuerza atómica MIDAS , [41] y los espectrómetros de masas de ROSINA . [42] [43]
Se están preparando varios analizadores de composición de polvo de gran superficie y telescopios de polvo para estudiar objetos astronómicos o polvo interplanetario de cometas y asteroides y polvo interestelar .
El analizador de polvo superficial (SUDA) a bordo de la misión Europa Clipper cartografiará la composición de la superficie de Europa y buscará columnas criovolcánicas . El instrumento es capaz de identificar biofirmas y otras moléculas complejas en los eyectos de hielo. [44]
El analizador de polvo DESTINY+ (DDA) volará en la misión espacial japonesa - alemana DESTINY+ al asteroide 3200 Faetón . Faetón es el objeto original de la corriente de meteoros Gemínidas de diciembre . El DDA estudiará el entorno de polvo de Faetón durante el encuentro y analizará el polvo interestelar e interplanetario en el crucero hacia Faetón [45].
El experimento de polvo interestelar (IDEX) [46] volará a bordo de la sonda de aceleración y mapeo interestelar (IMAP) en el punto de Lagrange L1 entre el Sol y la Tierra . IDEX proporcionará información sobre la distribución de masa y la composición elemental de las partículas de polvo interestelar e interplanetario . [47]
La fuente principal de polvo cósmico son las estrellas, en las que los elementos que componen el polvo estelar se producen por fusión de hidrógeno y helio o por nucleosíntesis explosiva en las supernovas . Este polvo estelar de diversas fuentes estelares se mezcla en el medio interestelar y se procesa térmicamente en las regiones de formación estelar . Los objetos del Sistema Solar, como los cometas y los asteroides, contienen este material en una forma más o menos procesada. Los satélites geológicamente activos, como Ío o Encélado, emiten polvo que se condensa a partir del vapor del interior fundido de estos cuerpos planetarios.
Después del Big Bang solo existían los elementos químicos hidrógeno, helio y litio . [48] Todos los demás elementos que conocemos y que se pueden encontrar en el polvo cósmico se han formado en supernovas y estrellas . [49] Por lo tanto, las fuentes últimas de polvo son las estrellas. [50] Los elementos desde el carbono ( número atómico Z = 6) hasta el plutonio (Z = 94) se producen por nucleosíntesis en núcleos estelares y en explosiones de supernovas . La nucleosíntesis estelar en las estrellas más masivas crea muchos elementos, con el pico de abundancia en el hierro (Z = 26) y el níquel (Z = 28). La evolución estelar depende en gran medida de la masa de la estrella. Las masas de las estrellas varían de ~0,1 a ~100 masas solares . Su vida útil varía de 10 6 años para las estrellas más grandes a 10 12 años para las estrellas más pequeñas . Hacia el final de su vida, las estrellas maduras pueden expandirse y convertirse en gigantes rojas con densos vientos estelares que forman envolturas circunestelares en las que pueden formarse moléculas y partículas de polvo. Las estrellas más masivas se despojan de sus capas externas mientras sus núcleos colapsan en estrellas de neutrones o agujeros negros . La composición elemental, isotópica y mineralógica de todo este polvo estelar refleja la composición de la capa externa de la estrella madre correspondiente.
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Ya en 1860 Angelo Secchi identificó las estrellas de carbono como una clase separada de estrellas . Las estrellas de carbono se caracterizan por sus bandas espectrales dominantes de Cisne de la molécula C 2 y su color rojo rubí causado por sustancias similares al hollín . [ disputado – discutir ] También se ha observado carburo de silicio en los flujos de salida de estrellas de carbono. [52] Desde el advenimiento de la astronomía infrarroja, el polvo en los flujos de salida estelares se volvió observable. [50] Se observaron bandas en longitudes de onda de 10 y 18 micrones alrededor de muchas estrellas gigantes de tipo tardío [53] indicando la presencia de polvo de silicato en envolturas circunestelares . Se sospecha que los óxidos de los metales Al, Mg, Fe y otros son emitidos por estrellas ricas en oxígeno. [54] Se observa polvo en remanentes de supernova como la nebulosa del Cangrejo [55] y en explosiones de supernovas contemporáneas [56] Estas observaciones indican que la mayor parte del polvo en el medio interestelar es creado por supernovas . [57]
Se han encontrado rastros de polvo estelar en granos presolares contenidos en meteoritos . Los granos de polvo estelar se identifican por su composición isotópica única que es diferente de la de la materia del Sistema Solar, así como del promedio galáctico. Los granos presolares se formaron dentro de gases salientes y enfriados de estrellas presolares anteriores y tienen una composición isotópica única para esa estrella madre. Estas firmas isotópicas son a menudo huellas dactilares de reacciones nucleares astrofísicas muy específicas que tuvieron lugar dentro de la estrella madre. [58] Se han encontrado firmas isotópicas inusuales de neón y xenón [59] en granos de diamante extraterrestre [60] y granos de carburo de silicio . Los isótopos de silicio dentro de los granos de SiC tienen proporciones isotópicas como las esperadas en estrellas gigantes rojas . [61] Algunos granos presolares están compuestos principalmente de 44 Ca , que presumiblemente son los restos del radionúclido extinto 44 Ti , un isótopo de titanio que se formó en abundancia en supernovas de Tipo II . [62]
El medio interestelar es un crisol de gas y polvo emitido por las estrellas. La composición del medio interestelar es el resultado de la nucleosíntesis en las estrellas desde el Big Bang y está representada por la abundancia de los elementos químicos. Consta de tres fases: (1) densa, fría y polvorienta nebulosas oscuras , (2) nubes difusas y (3) gas coronal caliente. Las nebulosas oscuras son nubes moleculares que contienen hidrógeno molecular y otras moléculas que se han formado en fase gaseosa y en superficies de granos de polvo. Cualquier átomo o molécula de gas que golpee un grano de polvo frío será adsorbido y puede recombinarse con otros átomos o moléculas adsorbidos o con moléculas del grano de polvo o simplemente puede depositarse en la superficie del grano. Las nubes difusas son envolturas cálidas, neutras o ionizadas de nubes moleculares. Ambas son observables en el disco galáctico . El gas coronal caliente es calentado por explosiones de supernovas y vientos estelares energéticos . Este entorno es destructivo para las moléculas y pequeñas partículas de polvo y se extiende hasta la corona galáctica .
En la Vía Láctea, las nebulosas oscuras frías se concentran en los brazos espirales y alrededor del centro galáctico . Las nebulosas oscuras son oscuras porque el polvo interestelar desnudo o el polvo cubierto de gases condensados absorben la luz visible por extinción y emiten radiación infrarroja y submilimétrica . La emisión infrarroja del polvo enfría las nubes hasta 10 a 20 K. [63] Las nebulosas oscuras más grandes son nubes moleculares gigantes que contienen de 10 mil a 10 millones de masas solares y tienen un tamaño de 5 a 200 parsecs (pc). Las más pequeñas son glóbulos de Bok de unas pocas a 50 masas solares y ~1 pc de ancho.
Cuando una nube densa se enfría lo suficiente y la presión del gas es insuficiente para sostenerla, la nube sufrirá un colapso gravitacional y se fragmentará en nubes más pequeñas de aproximadamente una masa estelar. Esta formación estelar dará como resultado un cúmulo abierto de estrellas ligado gravitacionalmente o una asociación estelar no ligada . En cada nube que colapsa, el gas y el polvo son atraídos hacia el centro de gravedad . El calor generado por el colapso en una nube protoestelar calentará un disco de acreción que alimenta a la protoestrella central. Las estrellas más masivas evolucionan rápidamente hacia estrellas luminosas O y B que finalmente dispersan el gas y el polvo circundantes por presión de radiación y fuertes vientos estelares en el medio interestelar difuso.
Las estrellas de masa solar tardan más tiempo y desarrollan un disco protoplanetario que consiste en gas y polvo con fuertes gradientes radiales de densidad y temperatura; con valores más altos cerca de la protoestrella central. A temperaturas inferiores a 1300 K, los minerales de grano fino se condensaron a partir del gas caliente; como las inclusiones ricas en calcio y aluminio que se encuentran en los meteoritos de condrita carbonácea . Hay otro límite de temperatura importante en el disco protoplanetario a ~150 K, la línea de nieve ; fuera de la cual es lo suficientemente frío para que los compuestos volátiles como el agua, el amoníaco , el metano , el dióxido de carbono , el monóxido de carbono y el nitrógeno se condensen en granos de hielo sólido. [64] Dentro de la línea de nieve se han formado los planetas terrestres ; fuera de la cual se han formado los gigantes gaseosos y sus lunas heladas .
En el disco protoplanetario, el polvo y el gas evolucionan hasta formar planetas en tres fases. [65] En la primera fase, el polvo de tamaño micrométrico es transportado por el gas y las colisiones entre partículas de polvo se producen por movimiento browniano a baja velocidad. A través de la aglomeración balística, los granos de polvo (y hielo) crecen hasta formar agregados de tamaño de cm. En la segunda fase, los guijarros de tamaño de cm crecen hasta formar planetesimales de tamaño de km . (cf. sección sobre Acreción de polvo). Comprende la formación de cóndrulos en la región de los planetas terrestres. Las teorías de la formación de cóndrulos incluyen relámpagos de nebulosas solares; choques nebulares, [66] y colisiones de meteoroides. [67] En esta fase, el polvo se desacopla del gas y se mueve en órbitas de Kepler alrededor de la protoestrella central, asentándose lentamente cerca del plano medio del disco. En esta capa densa, las partículas pueden crecer por inestabilidad gravitacional e inestabilidad de transmisión hasta formar planetesimales de tamaño de km. [68] [69] La tercera fase es la acumulación descontrolada de planetesimales por autogravitación para formar embriones planetarios que finalmente se fusionan en planetas.
Durante esta etapa de formación de planetas , la estrella central se convierte en una estrella T Tauri , que se alimenta de la energía gravitacional que se libera a medida que la estrella se contrae hasta que comienza la fusión de hidrógeno . Las estrellas T Tauri tienen vientos estelares extremadamente poderosos que limpian el gas y el polvo restantes del disco protoplanetario y se detiene el crecimiento de objetos planetarios.
El Sol está situado a 8.300 pc del centro de la galaxia en el borde interior del Brazo de Orión dentro de la difusa Nube Interestelar Local (LIC) de la Burbuja Local . La Burbuja Local fue creada por explosiones de supernovas en la región de formación estelar más cercana (~130 pc) de la asociación Escorpio-Centauro . Varias "nubes" cálidas parcialmente ionizadas de gas interestelar se encuentran a unos pocos parsecs del Sol. Su densidad de hidrógeno es aproximadamente 5 veces mayor que la de la Burbuja Local. [70] Durante los últimos diez mil años, el Sol pasó a través de la LIC, pero dentro de unos pocos miles de años el Sol entrará en la cercana nube G. Los granos de polvo interestelar más pequeños que 10 micrones se acoplan al gas de la LIC a través del campo magnético interestelar en una longitud de escala <1 pc. [71] La LIC es una nube tenue y cálida parcialmente ionizada ( T ≈ 7000 K, n H + n H + ≈ 0,3 cm −3 ) que rodea el Sistema Solar. [72] Fluye a ≈ 26 km/s alrededor del Sistema Solar. [73]
La heliopausa se encuentra a una distancia de entre 100 y 150 UA del Sol en dirección ascendente que separa el medio interestelar de la heliosfera . Solo los átomos neutros y las partículas de polvo >0,1 micras pueden penetrar la heliopausa y entrar en la heliosfera . [74] Los instrumentos GAS y DUST de Ulysses descubrieron flujos de helio interestelar y partículas de polvo interestelar que pasaban por el Sistema Solar interior. [73] [75] Ambas direcciones de flujo en el sistema de coordenadas de la eclíptica son muy similares en la longitud eclíptica l ≈ 74°, latitud eclíptica b ≈ -5°. Ulysses monitoreó el flujo de polvo durante 16 años y encontró una fuerte variación con el ciclo solar que se debe a las variaciones en el campo magnético interplanetario que siguió al ciclo de dinamo solar de 22 años . [76] [77] Los primeros análisis de composición de partículas de polvo interestelar están disponibles en el Analizador de Polvo Cósmico Cassini y en la recolección de polvo interestelar realizada por la misión Stardust . Los espectros de resolución moderada del polvo interestelar sugieren granos ricos en magnesio de composición de silicato y óxido, algunos con inclusiones de hierro. [27] Los futuros análisis de polvo con telescopios de alta resolución de masa proporcionarán una visión más nítida de la composición del polvo interestelar. Las muestras de la misión Stardust encontraron siete probables granos interestelares; su investigación detallada está en curso. [13] Las futuras recolecciones con un colector de polvo activo pueden mejorar la calidad y cantidad de las recolecciones de polvo interestelar. [78]
Los objetos transneptunianos, TNO, son cuerpos pequeños del Sistema Solar y planetas enanos que orbitan alrededor del Sol a distancias promedio mayores que la órbita de Neptuno a 30 UA. Incluyen objetos del cinturón de Kuiper y del disco disperso y cometas de la nube de Oort . Estos planetesimales helados y planetas enanos orbitan alrededor del Sol dentro y más allá de la heliosfera en el medio interestelar a distancias de hasta ~100.000 UA. Para explicar el número de cometas de período corto observados, Fernández propuso un cinturón de cometas fuera de la órbita de Neptuno [79] que condujo al descubrimiento posterior de muchos TNO y, especialmente, objetos del cinturón de Kuiper. [80]
El cinturón de Kuiper se extiende entre la órbita de Neptuno a 35 UA y ~55 UA. Los objetos clásicos más masivos del cinturón de Kuiper tienen un semieje mayor entre 39 UA y 48 UA, que corresponde a las resonancias 2:3 y 1:2 con Neptuno. Se cree que el cinturón de Kuiper está formado por planetesimales y planetas enanos del disco protoplanetario original , en el que las órbitas de los objetos del cinturón de Kuiper han sido fuertemente influenciadas por Júpiter y Neptuno. Las colisiones mutuas en el cinturón de Kuiper actual generan polvo [81] que ha sido observado por el contador de polvo estudiantil Venetia Burney en la sonda espacial New Horizons . [82] Por la acción del arrastre de Pointing-Robertson y la dispersión planetaria, este polvo puede alcanzar en 10 7 a 10 8 años el sistema planetario interior. [83]
El disco disperso, escasamente poblado , se extiende más allá del cinturón de Kuiper hasta aproximadamente 100 UA. Los objetos del disco disperso aún están lo suficientemente cerca de Neptuno como para ser perturbados por la gravitación de Neptuno. Esta interacción puede enviarlos hacia afuera, hacia la nube de Oort, o hacia adentro, hacia la población de centauros . [84] Se cree que el disco disperso es la región de origen de los centauros y los cometas de período corto observados en el sistema planetario interior. [85]
Se piensa que la hipotética nube de Oort es una nube esférica de cuerpos helados que se extiende desde fuera del cinturón de Kuiper y el disco disperso hasta la mitad de la estrella más cercana . Durante la formación de planetas, las interacciones de los objetos del disco protoplanetario con los ya desarrollados Júpiter y Neptuno dieron como resultado el disco disperso y la nube de Oort. [86] Mientras el Sol estaba en su cúmulo de nacimiento , puede haber compartido cometas de los discos protoplanetarios de las afueras de otras estrellas. [87] En los procesos de dispersión durante la formación de planetas, muchos planetesimales pueden haberse desvinculado de la gravitación solar y convertirse en objetos interestelares como ʻOumuamua, el primer objeto interestelar detectado que pasa por el Sistema Solar. [88] Desde la nube de Oort, los cometas de largo período son perturbados hacia el Sol por perturbaciones gravitacionales causadas por estrellas que pasan. Los cometas de largo período tienen órbitas altamente excéntricas y períodos que van desde 200 años a millones de años y su inclinación orbital es aproximadamente isotrópica . [89] La mayoría de los cometas (varios miles) observados por observadores terrestres u observatorios automatizados (por ejemplo, Pan-STARRS ) o por naves espaciales cercanas a la Tierra (por ejemplo, SOHO ) son cometas de período largo que tuvieron una sola aparición. El cometa Halley y otros cometas de tipo Halley (HTC) tienen períodos de 20 a 200 años e inclinaciones de 0 a 180 grados. Se cree que los HTC derivan de cometas de período largo. [90]
Una vez que un objeto del cinturón de Kuiper o del disco disperso es dispersado por Neptuno en una órbita con una distancia de perihelio muy dentro de la órbita de Neptuno, su órbita se vuelve inestable porque eventualmente cruzará las órbitas de uno o más de los planetas gigantes. Tales objetos se llaman centauros . Las órbitas de los centauros tienen vidas dinámicas de solo unos pocos millones de años. [91] Algunas órbitas de centauros evolucionarán en órbitas que crucen Júpiter y se convertirán en cometas de la familia Júpiter , o colisionarán con el Sol o un planeta, o pueden ser expulsados al espacio interestelar. Los centauros como 2060 Chiron y 29P/Schwassmann-Wachmann muestran comas de polvo similares a los de los cometas. Durante su migración hacia el interior, las capas superiores (~100 m) de la superficie del cometa se calientan y pierden gran parte de los hielos volátiles CO , N 2 ). [92] El hielo de CO 2 se sublima aproximadamente a una distancia de Júpiter (por ejemplo, 29P/Schwassmann-Wachmann ). [93]
La mayoría de los cometas periódicos son cometas de la familia Júpiter (JFCs) que tienen períodos orbitales menores a 12 años y aphelia cerca de Júpiter. Los JFCs se originan de los Centauros. Dentro de las tres UA de distancia del Sol, la sublimación del hielo de agua se convierte en el impulsor dominante de la actividad, pero también otros hielos volátiles como el hielo de CO2 juegan un papel importante en la actividad cometaria. Los gases sublimados transportan granos de polvo de tamaño micrométrico para formar una coma y una cola observables durante su paso por el perihelio . Las observaciones infrarrojas muestran que muchos JFC exhiben un rastro de escombros de partículas de hasta cm de tamaño a lo largo de la órbita del cometa. [95] Cuando la Tierra pasa a través de un rastro de cometa, se observa una lluvia de meteoritos .
La vida útil dinámica de los JFC es de unos 10 5 años antes de que sean eliminados del Sistema Solar por Júpiter o colisionen con un planeta o el Sol. [96] Sin embargo, su vida activa es ~10 veces más corta porque los hielos volátiles desaparecieron de las capas superficiales superiores. Pueden despertar de nuevo, por ejemplo, cuando sus órbitas se acercan mucho más al Sol. El cometa Encke es un ejemplo de ello. Su órbita está desacoplada de Júpiter; su distancia de afelio es de sólo 4,1 UA. Debe haber estado inactivo durante mucho tiempo hasta que alcanzó su órbita actual. [97]
Hasta 2022, ocho cometas han sido visitados por naves espaciales con teledetección e instrumentación de campos y partículas, pero solo para los cometas 1P/Halley , 81P/Wild 2 y 67P/Churyumov–Gerasimenko se obtuvieron análisis de composición adicionales a partir de analizadores de composición de polvo. Las mediciones de rango cercano del polvo de 1P/Comet Halley realizadas por los analizadores de polvo PIA y PUMA a bordo de las naves espaciales Giotto y Vega mostraron que las partículas de polvo tenían una composición principalmente condrítica pero eran ricas en elementos ligeros como H, C, N y O. [22] Las muestras cometarias de Stardust eran una mezcla de diferentes componentes que incluían granos presolares como granos de SiC y condensados de nebulosas solares de alta temperatura como inclusiones ricas en calcio y aluminio (CAI) encontradas en meteoritos primitivos. [98]
Los analizadores de composición de polvo COSIMA a bordo de la misión Rosetta midieron la relación D /H en los compuestos orgánicos cometarios y descubrieron que está entre el valor de la Tierra y el de las regiones protoestelares similares al Sol. [40] El analizador de gas ROSINA en Rosetta descubrió que las partículas de hielo sublimadas se emiten desde las áreas activas del núcleo . [43] Las observaciones de Rosetta descubrieron que 67P/Churyumov–Gerasimenko tiene una densidad de solo 540 kg/m −3 , mucho menos que cualquier material sólido o hielo de agua, por lo tanto, este material cometario es altamente poroso (~70%). [99] La mayoría de las partículas de polvo sub-mm recolectadas por los instrumentos de Rosetta consistían en agregados de subunidades más pequeñas de tamaño micrométrico [100] que podrían ser en sí mismas agregados de partículas de ~100 nm. [41] La temperatura en la superficie de un cometa generalmente está cerca de la temperatura del cuerpo negro local ; lo que sugiere la existencia de un manto de polvo inactivo que cubre grandes partes de la superficie del núcleo. [101] Por lo tanto, la sublimación de los hielos de la superficie del cometa y la consiguiente emisión del polvo incrustado no es un proceso sencillo. El calor de la iluminación solar tiene que alcanzar los hielos inferiores y el manto de polvo cohesivo tiene que romperse. Este proceso se ha observado en simulaciones de laboratorio. [102] Rosetta ha observado grandes erupciones de gas y polvo causadas por deslizamientos de tierra [103] e incluso explosiones [104] durante su encuentro con 67P/Churyumov–Gerasimenko. [105]
La sublimación de los hielos supervolátiles del subsuelo se produce a una profundidad mucho mayor que 10 m por debajo de la superficie. Cuando la onda de calor solar alcanza esta profundidad, puede provocar una sublimación descontrolada y la posterior desintegración de todo el núcleo [106] , como en el caso de 73P/Schwassmann-Wachmann . En septiembre de 1995, este cometa comenzó a desintegrarse y a liberar fragmentos y grandes cantidades de escombros y polvo a lo largo de su órbita [107] . Otros procesos que conducen a la división de los cometas son las tensiones de marea y la alteración del núcleo por rotación ascendente. La división de los cometas es un fenómeno bastante común a una tasa de ~1 cada 100 años por cometa. Esta gran tasa sugiere que la división puede ser un proceso destructivo importante para los núcleos de los cometas y la generación de escombros cometarios [108] .
Los asteroides son restos del disco protoplanetario en una región donde las perturbaciones gravitacionales de Júpiter impidieron la acreción de planetesimales en planetas. La distribución orbital de los asteroides está controlada por Júpiter. La mayor concentración de asteroides ( asteroides del cinturón principal ) tienen semiejes mayores entre 2,06 y 3,27 UA, donde se encuentran las fuertes resonancias orbitales 4:1 y 2:1 con Júpiter ( huecos de Kirkwood ). Sus órbitas tienen excentricidades menores de 0,33 e inclinaciones menores de 30°. A la distancia de Júpiter se encuentran los tres grupos dinámicos específicos de asteroides. Los troyanos comparten la órbita de Júpiter. Se dividen en los griegos en L4 (por delante de Júpiter) y los troyanos en L5 (por detrás de Júpiter). Los asteroides Hilda son un grupo dinámico más allá del cinturón de asteroides pero dentro de la órbita de Júpiter, en una resonancia orbital 3:2 con Júpiter. [109] Dentro del cinturón de asteroides se encuentran asteroides que cruzan la Tierra , que tienen órbitas que pasan cerca de la de la Tierra. Los tamaños de los asteroides varían desde el gran planeta enano Ceres de ~1000 km de diámetro hasta objetos de tamaño m, por debajo del cual se los llama meteoroides o polvo. La distribución de tamaño de asteroides más pequeños que ~100 km de tamaño sigue la distribución de fragmentación por colisión en estado estacionario de Dohnanyi. [110]
La mayoría de los asteroides se formaron dentro de la línea de nieve a partir de planetesimales y protoplanetas principalmente condríticos hace más de 4.540 millones de años. Una vez que estos protoplanetas alcanzaron un tamaño de varios cientos de km, el calentamiento por radiactividad, impactos y presión gravitacional fundió partes de los protoplanetas y se inició la diferenciación planetaria . Los elementos más pesados ( hierro y níquel ) se hundieron hacia el centro, mientras que los elementos más ligeros (materiales rocosos) subieron a la superficie. Otras colisiones en el cinturón de asteroides destruyeron estos objetos progenitores y dejaron fragmentos de composición y tipos espectrales muy diferentes en emisión , color y albedo . Los asteroides de tipo C son la variedad más común (~75%) de asteroides conocidos. Son ricos en volátiles y tienen un albedo muy bajo porque su composición incluye una gran cantidad de carbono . Los asteroides rojizos de tipo M se consideran núcleos remanentes de protoplanetas tempranos , mientras que los asteroides de tipo S (17%) de albedo moderado son fragmentos de la corteza silícea. Estos tipos de asteroides son los padres de las respectivas clases de meteoritos . [111] Recientemente se han observado asteroides activos que expulsan polvo y producen comas y colas transitorias similares a las de los cometas. Las posibles causas de la actividad son la sublimación del hielo asteroidal, la expulsión por impacto , las inestabilidades rotacionales, la repulsión electrostática y la fractura térmica . [112]
A principios de los años 1970, las sondas Pioneer 10 y 11 atravesaron el cinturón de asteroides en su camino hacia Júpiter y Saturno. Los instrumentos de detección de polvo a bordo, tanto los detectores de penetración como los instrumentos de luz zodiacal, no encontraron una mayor densidad de polvo en el cinturón de asteroides. [113] [114] En 1983, el Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) trazó un mapa del brillo del cielo infrarrojo y se encontraron varias bandas de polvo del sistema solar en los datos. [115] Se interpretó que estas bandas de polvo eran escombros producidos por recientes perturbaciones por colisiones de asteroides del cinturón principal . Un análisis detallado de los asteroides candidatos reveló que las colisiones en la familia de asteroides Veritas a 3,17 UA, la familia Koronis a 2,86 UA hace unos 8 millones de años, [116] y el cúmulo Karin se formó hace unos 5,7 millones de años a partir de una colisión de asteroides progenitores. [117] A principios de la década de 1990, la sonda espacial Galileo tomó las primeras fotografías de los asteroides 951 Gaspra y 243 Ida . Hasta 2022, 15 asteroides han sido visitados por naves espaciales con tres misiones de retorno de muestras : el asteroide de tipo S 25143 Itokawa fue visitado por Hayabusa en 2005 y devolvió la muestra en 2010, el asteroide de tipo C 162173 Ryugu fue visitado por Hayabusa2 en 2018 y devolvió la muestra en 2020, y el asteroide de tipo C 101955 Bennu fue visitado por OSIRIS-REx en 2018 y el retorno de la muestra está previsto para 2023. Los análisis de muestras confirmaron y refinaron sus conexiones con meteoritos. [118] [119]
Los objetos pequeños del Sistema Solar en el espacio interplanetario varían desde partículas de polvo de tamaño submicrométrico hasta cometas y asteroides de tamaño kilómetro . Los flujos de los objetos interplanetarios más pequeños se han determinado a partir de recuentos de microcráteres lunares y mediciones de naves espaciales [120] y observaciones de meteoritos y NEO . [121] Actualmente, los cuerpos pequeños del Sistema Solar a 1 UA se encuentran en un régimen de colisión destructivo. Los meteoroides a la distancia de la Tierra tienen una velocidad media de colisión mutua de ~20 km/s. A esa velocidad, los meteoroides pueden destruir catastróficamente objetos más de 10 veces más grandes y generar numerosos fragmentos más pequeños.
Dohnanyi [122] demostró que los asteroides de <100 km de diámetro alcanzaron un estado estable de colisión , lo que significa que en cada intervalo de masa, el número de asteroides destruidos por colisiones es igual al número de fragmentos de la misma masa generados por colisiones de asteroides más grandes. Este es el caso de una distribución de masa acumulada F ~ m -0,837 . A 1 UA, los meteoroides de tamaño superior a 1 mm se encuentran en un estado estable de colisión . El exceso significativo de meteoroides más pequeños se debe a la entrada de cometas. Los modelos del entorno de polvo interplanetario de la Tierra dan como resultado un 80-90% de polvo cometario frente a solo un 10-20% de polvo asteroidal. [123] [124] La escasez de partículas de polvo <1 micrón se debe a la rápida dispersión por el efecto Poynting-Robertson y por la presión de radiación directa .
En los sistemas planetarios, las colisiones también desempeñan un papel importante en la generación de partículas de polvo. Un buen ejemplo son los anillos de Júpiter . Este sistema de anillos fue descubierto por la sonda espacial Voyager 1 y luego estudiado en detalle por el orbitador Galileo . Se vio mejor cuando la nave espacial estaba en la sombra de Júpiter mirando hacia el Sol. El sistema de anillos de Júpiter se compone de tres partes: un anillo de gasa más externo, un anillo principal plano y un halo en forma de rosquilla más interno que están relacionados con las pequeñas lunas interiores Teba , Amaltea , Adrastea y Metis . El bombardeo de las lunas por polvo interplanetario causa la erosión de estos satélites y otros cuerpos más pequeños invisibles. La masa erosionada está principalmente en forma de partículas eyectadas de tamaño micrométrico que escapan a la gravitación de su luna de origen y que se ven en los anillos. [125] [126] Debido a las bajas velocidades de escape de 1 a unos pocos 10 m/s, la mayoría de las partículas eyectadas pueden abandonar la gravedad del satélite y alimentar los anillos de Júpiter. Las mediciones realizadas por el detector de polvo Galileo durante su paso por el anillo de gasa encontraron que las partículas de polvo detectadas en el anillo tienen tamaños de 0,5 − 2,5 micrones; con solo las partículas más grandes visibles en las imágenes de la cámara. [127] Además de la gravedad joviana y el arrastre de Poynting-Robertson, las partículas de tamaño micrométrico se cargan eléctricamente en la energética magnetosfera joviana [128] y, por lo tanto, sienten la fuerza de Lorentz del poderoso campo magnético de Júpiter. Todas estas fuerzas dan forma a la apariencia de los anillos. Especialmente, las inclinaciones orbitales de las partículas en el halo interior son excitadas por la interacción electromagnética que las obliga a sumergirse en la atmósfera joviana. Incluso las lunas galileanas mucho más grandes están rodeadas de nubes de polvo eyectado de unos pocos 1000 km de espesor, como lo observó el detector de polvo Galileo . [129] Alrededor de la Tierra, la Luna, el Experimento de Polvo Lunar (LDEX) en la misión LADEE cartografió la nube de polvo desde 20 a 100 km de altitud y encontró velocidades de eyección de 100 m/s a unos pocos km/s; pero sólo una pequeña fracción de ellas escapa a la gravitación de la Luna. [130]
También otros planetas con satélites muestran una variedad de fenómenos de anillos de polvo. En los masivos y densos anillos principales de Saturno, las partículas de hielo se agregan para formar cuerpos de cm y más grandes que se forman y desintegran continuamente por empujones y fuerzas de marea . Justo fuera de los anillos principales de Saturno está el anillo F que es pastoreado por un par de lunas, Prometeo y Pandora , que interactúan gravitacionalmente con el anillo y actúan como sumideros y donantes de polvo. Más allá del extenso anillo E que es alimentado por criovulcanismo en Encélado está el anillo de Febe , que es alimentado por eyecciones de meteoritos de Febe que comparten su movimiento retrógrado . También Urano y Neptuno tienen sistemas de anillos complejos. Además de los estrechos anillos principales de Urano que son pastoreados por satélites, hay amplios anillos de polvo. Los anillos de Neptuno consisten en anillos de polvo estrechos y anchos que interactúan con las lunas interiores. Incluso se sospecha que Marte tiene anillos de polvo que se originan en sus lunas Fobos y Deimos . Hasta ahora, los anillos de Marte escaparon a su detección. [131] Incluso la Tierra está desarrollando un cinturón de desechos espaciales creado por el hombre, compuesto por satélites artificiales en desuso y vehículos de lanzamiento abandonados . Las colisiones entre estos objetos podrían causar una cascada de colisiones, llamada síndrome de Kessler , en la que cada colisión genera más desechos espaciales que aumentan la probabilidad de colisiones futuras. [132]
Venus , la Tierra y Marte muestran signos de vulcanismo antiguo o actual . Todos estos planetas tienen una corteza sólida y un manto fluido que se calienta por el calor interno de la formación del planeta y la desintegración de isótopos radiactivos . Las erupciones volcánicas más explosivas observadas en la Tierra tienen columnas de gas y ceniza de hasta 40 km de altura; pero ningún polvo volcánico escapa a la atmósfera o incluso a la atracción gravitatoria ( esfera de Hill ) de la Tierra. Se pueden sacar conclusiones similares para el supuesto vulcanismo activo en Venus .
En cuerpos planetarios más pequeños , la pérdida de calor a través de la superficie es mayor y, por lo tanto, el calor interno puede no impulsar el vulcanismo activo en el momento actual. Por lo tanto, fue una sorpresa cuando las sondas gemelas Voyager 1 y Voyager 2 volaron a través del sistema joviano en 1979 y fotografiaron columnas de varios volcanes en la luna Ío de Júpiter. Solo unas semanas antes del sobrevuelo, Peale, Cassen. y Reynolds (1979) [133] predijeron que el interior de Ío debe experimentar un calentamiento de marea significativo causado por su resonancia orbital con las lunas vecinas Europa y Ganímedes . Las mediciones de temperatura en puntos calientes realizadas por la nave espacial Galileo mostraron que el magma basáltico impulsa el vulcanismo en Ío . Columnas en forma de paraguas de volátiles como azufre , dióxido de azufre y otros piroclastos son expulsados hacia el cielo desde algunos de los volcanes de Ío. El volcán Tvashtar Paterae de Io expulsa material a más de 300 kilómetros por encima de la superficie. [134] La velocidad de eyección en el respiradero es de hasta 1 km/s, lo que está muy por debajo de la velocidad de escape de Io de 2,5 km/s, por lo tanto, nada de este polvo visible escapa a la gravedad de Io. La mayor parte del material de la columna cae de nuevo a la superficie en forma de azufre y escarcha de dióxido de azufre y piroclastos . Sin embargo, en 1992, durante su sobrevuelo de Júpiter, el detector de polvo de la misión Ulysses detectó corrientes de partículas de polvo de tamaño de 10 nm que emanaban de la dirección de Júpiter. [75] [135] Las mediciones posteriores del detector de polvo Galileo dentro de la magnetosfera de Júpiter analizaron las corrientes de polvo periódicas e identificaron a Io como fuente. [136] Las partículas de polvo de tamaño nanométrico que emiten los volcanes de Io se cargan eléctricamente en el toro de plasma de Io y sienten el fuerte campo magnético de Júpiter. Las partículas de polvo con carga positiva de entre 10 y 100 nm de radio escapan de la gravedad de Ío e incluso de Júpiter y entran en el espacio interplanetario. [137] [138] Durante el sobrevuelo de la misión Cassini a Júpiter, el Analizador de Polvo Cósmico (CDA) a bordo analizó químicamente estas partículas de la corriente y encontró cloruro de sodio , así como componentes que contenían azufre y potasio , [24]que también se han encontrado mediante análisis espectroscópicos de la atmósfera de Ío. [139]
El tenue anillo E de Saturno fue descubierto mediante observaciones desde la distancia de la Tierra en momentos en que el plano de los anillos de Saturno cruzaba. Tiene una densidad máxima en ~4 radios de Saturno, que coincide con la órbita de Encélado. Las observaciones de las naves espaciales Voyager 1 y 2 y Cassini confirmaron estas observaciones. El anillo E se extiende entre las órbitas de Mimas a 3 y Titán a 20. El anillo E consiste en muchas partículas diminutas (micrónicas y submicrónicas) de hielo de agua con silicatos , dióxido de carbono, amoníaco y otras impurezas. [140] Las observaciones de Cassini demostraron que Encélado y el anillo E están relacionados genéticamente. Durante el sobrevuelo cercano de Cassini a Encélado, varios instrumentos, incluido el Analizador de Polvo Cósmico, observaron fuentes ( géiseres ) de vapor de agua y partículas de hielo de tamaño micrométrico en la región polar sur de Encélado. [141] [142] Los análisis CDA de los granos de hielo ricos en sal de sodio en las columnas sugieren que los granos se formaron a partir de un depósito de agua líquida que está en contacto con la roca. [143] [144] Se cree que el mecanismo que impulsa y sostiene las erupciones es el calentamiento por marea causado por la resonancia orbital con Dione que excita la excentricidad orbital de Encélado . Los granos de hielo que escapan de las fuentes de Encélado alimentan y mantienen el anillo E de Saturno.
El telescopio espacial Hubble observó columnas de vapor de agua similares sobre la región polar sur de Europa, una de las lunas galileanas de Júpiter . [145] La futura misión Europa Clipper de la NASA (fecha de lanzamiento prevista para 2024) con su analizador de polvo superficial (SUDA) analizará pequeñas partículas sólidas expulsadas de Europa por impactos de meteoritos y partículas de hielo en posibles columnas. [44]
Durante el paso de la Voyager 2 por Neptuno en 1989 se observaron columnas oscuras activas en la superficie de su luna Tritón . Se cree que estas columnas están formadas por partículas de polvo y hielo transportadas por chorros invisibles de gas nitrógeno. [146]
La dinámica de las partículas de polvo en el espacio se ve afectada por diversas fuerzas que determinan sus trayectorias y órbitas. Estas fuerzas dependen de la posición de la partícula de polvo con respecto a cuerpos masivos y de las condiciones ambientales.
En el espacio interplanetario, una fuerza importante se debe a la gravedad solar que atrae de manera similar a los planetas y las partículas de polvo: donde F G es la fuerza, M = M ☉ es la masa solar y m es la masa del objeto que interactúa, r es la distancia entre los centros de las masas y G es la constante gravitacional . Los planetas y los cuerpos pequeños del Sistema Solar, incluido el polvo interplanetario, siguen órbitas de Kepler ( elipses , parábolas o hipérbolas ) alrededor del Sol con su baricentro en los focos. Las órbitas se caracterizan por los seis elementos orbitales : semieje mayor (a), excentricidad (e), inclinación (i), longitud del nodo ascendente , argumento de periapsis y anomalía verdadera . Aunque pequeños, los planetas ejercen una fuerza gravitacional sobre objetos distantes. Si esta fuerza es regular y periódica, entonces dicha resonancia orbital puede estabilizar o desestabilizar las órbitas de los objetos planetarios. Ejemplos de ello son las brechas de Kirkwood en el cinturón de asteroides , que son causadas por resonancias de Júpiter, y la estructura del cinturón de Kuiper, que es causada por resonancias de Neptuno.
Los encuentros cercanos con un planeta pueden ocurrir cuando el perihelio de la órbita del cuerpo pequeño está más cerca y el afelio está más lejos del sol que el planeta perturbador. Esta es la condición necesaria para que ocurra la dispersión orbital; define la zona de dispersión de un planeta. En este caso, un cuerpo pequeño o una partícula de polvo pueden sufrir una perturbación orbital importante . Sin embargo, los parámetros de Tisserand de la órbita antigua y la nueva permanecen aproximadamente iguales. Para un cuerpo pequeño con semieje mayor a, excentricidad orbital e e inclinación orbital i, y un planeta perturbador con semieje mayor , el parámetro de Tisserand es
Dos familias de cuerpos pequeños del Sistema Solar se encuentran fuera de las zonas de dispersión de los planetas gigantes y son restos del disco protoplanetario primordial alrededor del Sol: los asteroides y los objetos del cinturón de Kuiper. El cinturón de Kuiper es aproximadamente 100 veces más masivo que el cinturón de asteroides y es parte de los objetos transneptunianos (TNO). [147] [148] La otra parte de los TNO es el disco disperso con objetos que tienen órbitas en la zona de dispersión de Neptuno. En altas excentricidades (o altas inclinaciones) las zonas de dispersión de los planetas vecinos se superponen. Por lo tanto, los objetos del disco disperso pueden evolucionar en centauros y, eventualmente, en cometas de la familia de Júpiter . Dentro del disco de dispersión de Júpiter se encuentra la nube zodiacal que consiste en polvo interplanetario que se origina de cometas y asteroides. También las partículas de polvo del cinturón de Kuiper encuentran el paso de dispersión hacia el sistema planetario interior. [149]
Dentro de la esfera de Hill de un planeta, su gravedad domina la gravedad del Sol. Todas las lunas y anillos planetarios están ubicados bien dentro de la esfera de Hill y orbitan el planeta correspondiente. Las interacciones gravitacionales entre dichos satélites se pueden ver, por ejemplo, en la resonancia orbital estable 1:2:4 de las lunas de Júpiter Ganimedes , Europa e Ío. También las subdivisiones y estructuras dentro de los anillos de Saturno son causadas por resonancias con satélites. Por ejemplo, el espacio entre el anillo B interior y el anillo A exterior se ha despejado mediante una resonancia 2:1 con la luna Mimas . También algunos anillos discretos estrechos de Saturno, Urano y Neptuno como el anillo F de Saturno están formados y se mantienen en su lugar por la gravedad de una o dos lunas pastoras .
La radiación solar ejerce la fuerza de presión de radiación repulsiva F R sobre los meteoroides y las partículas de polvo interplanetario:
donde es la luminosidad solar o es la irradiancia solar a la distancia heliocéntrica r , es el coeficiente de presión de radiación de la partícula, es la sección transversal (para partículas esféricas con radio de partícula ), es la velocidad de la luz . [152] El coeficiente de presión de radiación, , depende de las propiedades ópticas de la partícula como la absorción, la reflexión y la dispersión de la luz integradas en todas las longitudes de onda del espectro solar . Se puede calcular utilizando, por ejemplo, la teoría de Mie , la aproximación dipolar discreta o incluso experimentos analógicos de microondas . [153]
La presión de la radiación solar reduce la fuerza efectiva de la gravedad sobre una partícula de polvo y se caracteriza por el parámetro adimensional , la relación entre la fuerza de presión de radiación y la fuerza de la gravedad sobre la partícula:
donde es la densidad y es el tamaño (el radio) del grano de polvo. Las partículas cometarias con > 0,1 ya tienen órbitas heliocéntricas significativamente diferentes a las de su cometa progenitor y aparecen en la cola de polvo. Las partículas de polvo liberadas de un cometa (con excentricidad ) cerca de su perihelio abandonarán el Sistema Solar en órbitas hiperbólicas si sus valores beta superan . Incluso las partículas con que se liberan de un asteroide en una órbita circular alrededor del Sol abandonarán el Sistema Solar en una órbita parabólica no ligada . [154] Las partículas de polvo pequeñas con se denominan -meteoroides; sienten una fuerza repulsiva neta del Sol. [155]
Las trayectorias del polvo interestelar, que inicialmente son paralelas al entrar en el Sistema Solar, dependen de la relación de las partículas. Las partículas con son atraídas predominantemente por la gravedad solar; sus trayectorias se desvían hacia el Sol. Cuanto más cerca pasan del Sol, más rápido se aceleran las partículas y más se desvían de su dirección inicial. Las trayectorias de estas partículas se cruzan detrás del Sol, aumentando la densidad del polvo allí; esto se conoce como enfoque gravitacional. Las partículas de polvo interestelar con son repelidas predominantemente por la presión de la radiación solar. No pueden acercarse al Sol por debajo de una cierta distancia que depende de lo grande que sea su . Esta región que está libre de polvo interestelar tiene forma paraboloide ; se conoce como el cono . En el borde exterior del cono , la densidad del polvo aumenta. [156]
La fuerza de presión de la radiación solar sobre una partícula que orbita alrededor del Sol no sólo actúa radialmente, sino que, debido a la velocidad finita de la luz, existe una pequeña fuerza opuesta al movimiento orbital de la partícula. Este arrastre de Poynting-Robertson hace que la partícula pierda momento angular y, por lo tanto, se desplace en espiral hacia el Sol. El tiempo, en años, que tarda una partícula con una relación de fuerzas, , en desviarse en espiral desde una órbita inicialmente circular con un radio, en UA , es
Las partículas de tamaño centimétrico con ~10 −4 partiendo de una órbita circular a la distancia de la Tierra tardan unos 4 millones de años en entrar en espiral hacia el Sol. [157] Este ejemplo demuestra que todo el polvo de tamaño inferior a ~1 cm debe haber entrado recientemente en el sistema planetario interior en forma de polvo cometario, asteroidal o interestelar; no queda polvo allí desde los tiempos de formación planetaria .
Las partículas de polvo en la mayoría de los entornos espaciales están expuestas a corrientes de carga eléctrica. Los procesos dominantes son la recolección de electrones e iones del plasma ambiental , el efecto fotoeléctrico de la radiación UV y la emisión secundaria de electrones a partir de iones energéticos o radiación electrónica. [158] La recolección de electrones e iones del plasma térmico ambiental conduce a una carga neta negativa debido a la velocidad térmica de los electrones mucho mayor que la velocidad de los iones. A diferencia de la carga en un plasma , la fotoemisión de electrones de la partícula por radiación UV conduce a una carga positiva. El impacto de iones energéticos o electrones con energías >100 eV sobre la partícula puede generar más de un electrón secundario y, por lo tanto, conducir a una corriente de carga positiva. Los rendimientos de electrones secundarios dependen del tipo y la energía de la partícula energética y del material de la partícula. [159] El equilibrio de todas las corrientes de carga conduce al potencial de superficie de equilibrio de la partícula. La carga eléctrica, Q , de una partícula de polvo de radio s a un potencial de superficie, U , en el espacio es
donde ε 0 es la permitividad del vacío . [160]
Una partícula de polvo de carga Q que se mueve con una velocidad v en un campo eléctrico E y un campo magnético B experimenta la fuerza de Lorentz de En unidades del SI , B se mide en teslas (T).
El potencial de superficie de una partícula de polvo y, por lo tanto, su carga, depende de las propiedades detalladas del entorno ambiental. Por ejemplo, una partícula de polvo interplanetario a 1 UA del Sol está rodeada por plasma de viento solar de ~10 eV de energía y una densidad típica de protones y electrones por m 3 . El flujo de fotoelectrones es típicamente de electrones por m 2 y, por lo tanto, mucho mayor que las corrientes de plasma. Esta condición conduce a un potencial de superficie de ≈+3 V . [158] Las mediciones reales de cargas de polvo por Cassini CDA dieron como resultado un potencial de superficie de +2 a +7 V. [28] Dado que tanto la densidad del plasma del viento solar como el flujo UV solar escalan con la distancia heliocéntrica, el potencial de superficie del polvo interplanetario, +5 V, también es típico para otras distancias del Sol. El campo magnético interplanetario es el componente del campo magnético solar que es arrastrado desde la corona solar por el viento solar. El viento lento (≈ 400 km/s ) se limita a las regiones ecuatoriales , mientras que el viento rápido (≈750 km/s ) se ve sobre los polos. [161] La rotación del Sol tuerce el campo magnético dipolar y la capa de corriente correspondiente en una espiral de Arquímedes . Esta capa de corriente heliosférica tiene una forma similar a una falda de bailarina en espiral, y cambia de forma a través del ciclo solar a medida que el campo magnético del Sol se invierte aproximadamente cada 11 años . Una partícula de polvo cargada siente la fuerza de Lorentz del campo magnético interplanetario que pasa a la velocidad del viento solar. A 1 UA del Sol, la velocidad media del viento solar es de 450 km/s y la intensidad del campo magnético 5 × 10 −9 T = 5 nT. Para partículas de polvo de tamaño submicrónico, esta fuerza se vuelve significativa y para partículas < 0,1 micrones supera la gravedad solar y la fuerza de presión de radiación. Por ejemplo, las partículas de polvo interestelar de ~0,3 micrones de tamaño que pasan a través de la heliosfera están enfocadas o desenfocadas con respecto al ecuador magnético solar. [156] [162] Una medida típica de qué tan fuertemente una partícula de polvo se ve afectada por la fuerza de Lorentz es su relación carga-masa, . [163] Debido a que la carga de una partícula aumenta linealmente con su tamaño, mientras que su masa y volumen aumentan con el cubo de su tamaño, las partículas pequeñas típicamente tienen una relación carga-masa mucho más alta que las partículas grandes y se ven más fuertemente afectadas por la fuerza de Lorentz. Sin embargo, las partículas de polvo interestelar de todos los tamaños están enfocadas o desenfocadas siempre que estén cargadas. Este enfoque y desenfoque es más fuerte durante y cerca del mínimo solar respectivo , que para el desenfoque ocurrió en los años alrededor de, por ejemplo, 1996 y 2019, y para el enfoque ocurrió en los años alrededor de, por ejemplo, 1986 y 2008. La fase actual del ciclo magnético solar corresponde al desenfoque del polvo interestelar alejándose del plano eclíptico, lo cual es desfavorable para detectar y medir el polvo interestelar. La siguiente fase de enfoque del ciclo magnético solar, que es la más adecuada para las mediciones de polvo interestelar dentro del sistema solar, ocurrirá en la década de 2030. Debido a que estas fases ocurren cada 22 años, la siguiente fase de enfoque será en la década de 2050.
En las magnetosferas planetarias existen condiciones muy diferentes . Un caso extremo es la magnetosfera de Júpiter , donde la luna volcánicamente activa Ío es una fuente potente de plasma a 6 , donde =El radio de Júpiter es de 7,1 × 10 4 km. A esta distancia se encuentra el pico de densidad del plasma (3 × 10 9 m −3 ) y la energía del plasma tiene un mínimo fuerte en ~1 eV. Fuera de esta distancia, la energía del plasma aumenta bruscamente a 80 eV a 8 . Los potenciales de superficie del polvo resultantes varían de -30 V en el plasma frío entre 4 y 6 y +3 V en otros lugares. [164] El campo magnético de Júpiter es principalmente un dipolo , con el eje magnético inclinado ~10° con respecto al eje de rotación de Júpiter. Hasta aproximadamente 10 de Júpiter, el campo magnético y el plasma co-rotan con el planeta. A la distancia de Io, el campo magnético co-rotativo pasa por Io a una velocidad de 17 km/s y la intensidad del campo magnético 2 × 10 −6 T = 2000 nT. Las partículas de polvo cargadas positivamente procedentes de Io, cuyo tamaño (radio) varía entre 9 y ~120 nanómetros, son captadas por el intenso campo magnético y expulsadas del sistema joviano a velocidades de hasta 350 km/s. En el caso de las partículas más pequeñas, predomina la fuerza de Lorentz, que giran alrededor de las líneas del campo magnético al igual que los iones y los electrones. [165]
En la magnetosfera de Saturno, la luna activa Encélado a 4 ( =6,0 × 10 4 km es el radio de Saturno) es una fuente de iones de oxígeno y agua a una densidad de10 9 m −3 y una energía de 5 eV. Las partículas de polvo están cargadas a un potencial de superficie de -1 y -2 V. Fuera de 4, la energía iónica aumenta a 100 eV y el potencial de superficie resultante se eleva a +5 V. [166] Las mediciones de Cassini CDA observaron este cambio del potencial del polvo directamente. [167]
En el medio interestelar local parcialmente ionizado la densidad del plasma es de aproximadamente10 5 a10 6 m −3 y la energía térmica 0,6 eV. [72] El flujo de fotoelectrones de partículas de carbono o silicato de la radiación UV galáctica promedio es1,4 × 10 10 electrones por m 2 . El potencial de superficie resultante de las partículas de polvo es ~+0,5 V. En el plasma caliente pero tenue de la Burbuja Local (densidad10 5 m −3 , energía 100 eV) el polvo se cargará a un potencial de superficie de +5 a +10 V. [168] En el medio interestelar local , la sonda espacial Voyager ha medido una intensidad de campo magnético de ~0,5 nT . En un campo magnético de este tipo, una partícula de polvo cargada de tamaño micrométrico tiene un radio de giro < 1 pc . [169]
Las partículas de polvo cósmico en el espacio se ven afectadas por diversos efectos que modifican sus propiedades físicas y químicas.
La acreción de polvo describe los procesos de aglomeración de polvo a partir de polvo de tamaño nanométrico, que evoluciona hasta convertirse en guijarros de varios centímetros de ancho y, finalmente, fusionarse en planetesimales de tamaño kilométrico y planetas completos.
Los condensados sólidos de tamaño nanométrico se originan dentro de envolturas circunestelares o eyecciones de supernovas , [170] formando los núcleos de partículas de polvo esparcidas por el universo. Estas partículas se integran en el medio interestelar ambiental (ISM). A pesar de constituir solo ~1% de la densidad de masa de gas en el ISM, las partículas de polvo se entrelazan con las nubes de gas circundantes a través de la fricción. La escala de arrastre por fricción , l drag, significa la distancia que recorre una partícula de polvo de masa m d para acumular una masa equivalente de gas interestelar (principalmente hidrógeno):
donde Ad se refiere a la sección transversal de la partícula, n H es la densidad local del gas y m H = kg es la masa atómica del hidrógeno . [171]
En el medio interestelar difuso de baja densidad ( átomos de H por ) , las partículas de polvo de hasta un tamaño micrométrico se acoplan con las nubes de gas dentro de una escala de fricción de menos de 1 pc . Dentro del medio interestelar más denso y frío que se encuentra en las nubes moleculares ( n H = ), el crecimiento de los granos ocurre a través de la acreción de elementos en fase gaseosa, lo que lleva a un aumento en la masa de polvo. Los componentes predominantes de los mantos helados incluyen H 2 O , NH 3 , CO 2 , CO , CH 3 OH , OCS y grupos funcionales de moléculas orgánicas complejas. [172] [173] Estas formaciones de polvo actúan como escudos para los gases moleculares dentro de las nubes densas, protegiéndolos contra la disociación causada por la radiación ultravioleta. La oscuridad visible de estos mantos de hielo contribuye a la apariencia característica de las nubes densas, a menudo denominadas nubes oscuras. Las áreas más condensadas dentro de las nubes moleculares inician el colapso gravitacional , arrastrando polvo y dando lugar a regiones de formación estelar . Estas condensaciones evolucionan hasta convertirse en esferas de gas giratorias y finalmente forman protoestrellas .
Como resultado de la conservación del momento angular , la nebulosa que colapsa gira más rápido y se aplana en un disco protoplanetario que abarca decenas a cientos de unidades astronómicas (UA) de diámetro. A lo largo del colapso, la densidad de la nube aumenta hacia el centro, lo que lleva a un aumento de las temperaturas debido a la contracción gravitacional. En un disco protoplanetario , tanto las densidades de gas como de polvo aumentan en más de un factor de 1000 durante el colapso según un modelo de Hayashi et al., (1985). [175] Este modelo establece paralelismos con el Sistema Solar actual, utilizando la masa planetaria combinada para estimar la masa total requerida para su formación. La protoestrella central caliente calienta el disco de polvo circundante de modo que, dentro de la línea de escarcha , los hielos condensados se subliman, dejando los núcleos carbonosos, de silicato y de hierro del polvo. Fuera de la línea de escarcha, las partículas de polvo helado forman cometas y planetesimales helados . Dentro del disco, el movimiento de los cuerpos menores de 1 km está gobernado más por la resistencia del gas que por la gravedad. El movimiento browniano térmico provoca colisiones entre partículas de polvo de tamaño submicrónico y micrométrico, mientras que las partículas más grandes colisionan debido a las velocidades radiales y transversales inducidas por la rotación no kepleriana del gas. [176] Experimentos de laboratorio que abarcan todo el espectro de parámetros han estudiado las consecuencias de las colisiones mutuas de polvo. [177] Estos experimentos demuestran consistentemente que los granos de polvo de tamaño micrométrico pueden crecer hasta convertirse en agregados de tamaño milimétrico. Fuera de la línea de escarcha, los agregados helados pueden crecer directamente hasta tamaños de cometas o planetesimales helados. Dentro de la línea de escarcha, las partículas silíceas encuentran una barrera de rebote. Esta barrera de rebote asegura que una porción significativa de la población de polvo permanezca pequeña. Los cuerpos que miden centímetros y tamaños mayores pueden acumular estas partículas más pequeñas, alcanzando tamaños de alrededor de 100 metros en un millón de años. [178]
Las velocidades e interacciones entre planetesimales, los componentes básicos de los planetas, desempeñan un papel crucial en su evolución. El crecimiento descontrolado se produce cuando los planetesimales más grandes consumen a los más pequeños con su atracción gravitatoria, lo que finalmente conduce a la formación de protoplanetas. [179]
Las colisiones entre partículas de polvo o meteoritos más grandes son el proceso dominante en el espacio que cambia la masa de los meteoritos o los destruye y genera fragmentos nuevos y más pequeños que contribuyen a la población de meteoritos y polvo. La velocidad típica de colisión de meteoritos en el espacio interplanetario a 1 UA del sol es de ~20 km/s. A esa velocidad, la energía cinética de un meteorito es mucho mayor que su calor de vaporización . Por lo tanto, cuando un proyectil de esa masa golpea un objeto objetivo mucho más grande, el proyectil y una parte correspondiente de la masa del objetivo se vaporizan e incluso se ionizan y se excava un cráter de impacto en el cuerpo objetivo por las ondas de choque liberadas por el impacto. La masa excavada es
donde el factor de eficiencia de formación de cráteres aumenta con la energía cinética del proyectil. [122] Para los cráteres de impacto en la luna y en los asteroides . [180] Por lo tanto, los cráteres de impacto erosionan el cuerpo objetivo o los meteoroides en el espacio.
Un meteoroide objetivo de cierta masa se ve desbaratado catastróficamente si la masa del fragmento más grande restante es menor que aproximadamente la mitad de la masa del objetivo o
donde es la masa del proyectil y el umbral de disrupción es para material rocoso y para material poroso. [181] [182] El material rocoso representa asteroides y el material poroso representa cometas. El material cometario es poroso desde el tamaño del núcleo hasta el polvo fractal de tamaño micrométrico que emite. [183] [184]
La vida útil de una partícula de polvo en el espacio interplanetario puede determinarse cuando se conoce el flujo de polvo interplanetario. Este flujo a 1 UA se ha obtenido a partir de análisis de microcráteres lunares . [120]
donde es la sección eficaz de dispersión ( , con radio de partícula ) en un flujo isótropo . Los modelos de la nube de polvo interplanetario requieren que las vidas medias de las partículas de polvo interplanetario sean más largas que las del material rocoso y, por lo tanto, respaldan el resultado de que a 1 UA ~80% del polvo interplanetario es de origen cometario y solo ~20% de origen asteroidal. [124] [123] La fragmentación por colisión conduce a una pérdida neta de partículas de polvo interplanetario más masivas que ~2 × 10 −9 kg y una ganancia neta de partículas de polvo interplanetario menos masivas. Se cree que los cometas reponen las pérdidas de polvo interplanetario de gran tamaño. [120]
Las primeras observaciones infrarrojas de la corona solar durante un eclipse indicaron una zona libre de polvo en un radio de ~5 veces el Sol (0,025 UA). Fuera de esta zona libre de polvo, el polvo interplanetario, compuesto de silicatos y material carbonoso, se sublima a temperaturas de hasta 2000 K. [186] [187]
Las partículas de polvo del Sistema Solar no son sólo pequeñas partículas sólidas de composición meteorítica sino también partículas que contienen sustancias que son líquidas o gaseosas en condiciones terrestres. Los cometas transportan y liberan granos que contienen volátiles en la fase de hielo en el sistema solar interior. Los instrumentos de Rosetta detectaron además de las moléculas dominantes de agua (H 2 O) también dióxido de carbono (CO 2 ) , una gran variedad de especies saturadas e insaturadas que contienen CH-, CHN-, CHS-, CHO-, CHO 2 - y CHNO-, y el compuesto aromático tolueno (CH 3 –C 6 H 5 ) . [188] Durante el cruce de Cassini a través del anillo E de Saturno, el Analizador de Polvo Cósmico (CDA) encontró que consiste predominantemente en hielo de agua , con contribuciones menores de silicatos, dióxido de carbono, amoníaco e hidrocarburos . [189] Los análisis de las composiciones de la superficie de Plutón y Caronte realizados por la nave espacial New Horizons detectaron una mezcla de nitrógeno sólido (N 2 ) , metano (CH 4 ) , monóxido de carbono (CO), etano (C 2 H 6 ) y un componente adicional que imparte color. [190]
Las partículas de hielo en el sistema planetario interior tienen una vida útil muy corta. La radiación solar absorbida calienta la partícula y parte de la energía se irradia de nuevo al espacio y la otra parte se utiliza para transformar el hielo en gas que escapa.
donde es la irradiancia solar a 1 UA, y son los albedos del hielo en la longitud de onda visible e infrarroja entre 10 y 20 μm , respectivamente, la distancia heliocéntrica, es la constante de Stefan-Boltzmann , la temperatura , la tasa de producción de gas y el calor latente de vaporización . del hielo se deduce de la presión de vapor medida de los hielos sublimados . [185] A diferentes distancias heliocéntricas, las partículas de polvo interplanetarias tienen diferentes constituyentes helados.
La pulverización catódica, además del bombardeo de meteoritos , es un proceso significativo involucrado en la erosión espacial , que altera las características físicas de las partículas de polvo presentes en el espacio. Cuando los átomos o iones energéticos del plasma circundante chocan con una partícula sólida en el espacio, se emiten átomos o iones desde la partícula. El rendimiento de la pulverización catódica denota el número promedio de átomos expulsados del objetivo por átomo o ion incidente. El rendimiento de la pulverización catódica depende principalmente de la energía y la masa de las partículas incidentes, así como de la masa de los átomos objetivo. Dentro del medio interplanetario, el plasma del viento solar se compone principalmente de electrones , protones y partículas alfa , que poseen energías cinéticas que van desde 0,5 y 10 keV , correspondientes a velocidades del viento solar de 400 a 800 km/s a una distancia de 1 UA. En comparación con la erosión por impacto en la superficie lunar , la erosión por pulverización catódica se vuelve insignificante en escalas mayores de 1 micrón. [191]
En el Sistema Solar exterior, los hielos son los materiales de superficie dominantes de los meteoroides y el polvo. Además, las magnetosferas de los planetas gigantes contienen iones pesados, como el azufre o el oxígeno, que tienen un alto rendimiento de pulverización catódica para superficies heladas. [192] Por ejemplo, la vida útil debida a la pulverización catódica de partículas de polvo de tamaño micrométrico en el anillo E de Saturno es de unos pocos cientos de años. Durante este tiempo, las partículas de polvo pierden >90% de su masa y se mueven en espiral desde su fuente en Encélado (a 4 radios de Saturno, ) hasta la órbita de Titán a 20 . [193]
El ambiente de erosión por pulverización en el interior de las nubes interestelares es relativamente inocuo. Los granos de polvo interestelar cargados interactúan con el gas a través del campo magnético y las temperaturas son moderadas, normalmente por debajo de los 10.000 K. Las principales áreas donde se produce erosión por pulverización en el medio interestelar son la interfaz de colisión entre nubes que se mueven aleatoriamente, alcanzando velocidades de unos pocos cientos de kilómetros por segundo, y en los choques de supernovas . [194] En promedio, se ha calculado que la vida útil de los granos carbonosos en el medio interestelar es de aproximadamente años, mientras que la de los granos de silicato es de aproximadamente años. [195]
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