Pequeña muestra lunar vítrea salpicada de microcráteres. Los hoyos centrales están rodeados de brillantes zonas de espalación .
La medición del polvo espacial se refiere al estudio de pequeñas partículas de material extraterrestre, conocidas como micrometeoroides o partículas de polvo interplanetario (IDP), que están presentes en el Sistema Solar . Estas partículas suelen tener un tamaño de micrómetro a submilimétrico y están compuestas de una variedad de materiales que incluyen silicatos, metales y compuestos de carbono . El estudio del polvo espacial es importante ya que proporciona información sobre la composición y evolución del Sistema Solar , así como los peligros potenciales que plantean estas partículas para las naves espaciales y otros activos espaciales. La medición del polvo espacial requiere el uso de técnicas científicas avanzadas como la espectrometría de masas de iones secundarios (SIMS) , la microscopía óptica y de fuerza atómica (AFM) y la espectroscopia de ruptura inducida por láser (LIBS) para caracterizar con precisión las propiedades físicas y químicas de estas partículas.
Descripción general
Desde la Tierra, el polvo espacial se observa como luz solar dispersada por miríadas de partículas de polvo interplanetario y como meteoroides que ingresan a la atmósfera . Al observar un meteoro desde varias posiciones en la Tierra, la trayectoria y la velocidad de entrada se pueden determinar por triangulación . Se han observado velocidades de entrada atmosférica de hasta 72.000 m/s para meteoros Leónidas .
Incluso los meteoroides de tamaño submilimétrico que impactan naves espaciales a velocidades de alrededor de 300 m/s (mucho más rápido que las balas ) pueden causar daños significativos. Por lo tanto, los primeros satélites estadounidenses Explorer 1 , Vanguard 1 y el soviético Sputnik 3 llevaban simples detectores de polvo de micrófono de tamaño 0,001 m2 para detectar impactos de meteoroides de tamaño micrométrico. [1] [2] [3] Los flujos obtenidos fueron órdenes de magnitud superiores a los estimados a partir de mediciones de luz zodiacal. [4] Sin embargo, la última determinación tenía grandes incertidumbres en el tamaño supuesto y las distribuciones de densidad de polvo radial heliocéntrica. Los estudios térmicos en el laboratorio con detectores de micrófono [5] sugirieron que las altas tasas de conteo registradas se debían al ruido generado por las variaciones de temperatura en la órbita terrestre.
Fechtig, H., Leinert, Ch. y Berg, O. [6] realizaron una excelente revisión de los primeros días de la investigación sobre el polvo espacial en el libro Interplanetary Dust . [7]
Aceleradores de polvo
El acelerador de polvo de 3 MeV en el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial de la Universidad de Colorado, BoulderRendimiento típico en cuanto a tamaño y velocidad de proyectiles de aceleradores de polvo
Un acelerador de polvo es una instalación crítica para desarrollar, probar y calibrar instrumentos de polvo espacial. [8] Los cañones clásicos tienen velocidades iniciales de entre unos pocos cientos de m/s y 1 km/s, mientras que las velocidades de los meteoroides varían de unos pocos kilómetros por segundo a varios cientos de kilómetros por segundo para partículas de polvo de tamaño nanométrico. Solo los cañones de gas ligero experimentales (por ejemplo, en el Centro Espacial Johnson de la NASA , JSC [9] ) alcanzan velocidades de proyectil de varios kilómetros por segundo hasta 10 km/s en el laboratorio. Al intercambiar el proyectil con un sabot [10] que contiene partículas de polvo, se pueden utilizar proyectiles de polvo de alta velocidad para cráteres de impacto y experimentos de calibración de sensores de polvo.
El caballo de batalla para los experimentos de impacto de polvo a hipervelocidad es el acelerador de polvo electrostático. [11]
Las partículas de polvo conductoras de tamaño nanométrico a micrométrico se cargan eléctricamente y se aceleran mediante un acelerador de partículas electrostático a velocidades de hasta 100 km/s. Actualmente, existen aceleradores de polvo operativos en el IRS [12] en Stuttgart, Alemania (formalmente en el Instituto Max Planck de Física Nuclear en Heidelberg [13] ), y en el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial (LASP) en Boulder, Colorado. [14] La instalación del acelerador de polvo LASP ha estado operativa desde 2011 y se ha utilizado para estudios básicos de impacto, así como para el desarrollo de instrumentos de polvo. La instalación está disponible para las comunidades de ciencia planetaria y espacial. [15]
Los aceleradores de polvo se utilizan para estudios de cráteres de impacto, [16] calibración de detectores de polvo de ionización de impacto , [17] y estudios de meteoritos. [18] Solo se pueden utilizar partículas conductoras de electricidad en un acelerador de polvo electrostático porque la fuente de polvo se encuentra en la terminal de alto voltaje. James F. Vedder, [19] en el Centro de Investigación Ames , ARC, utilizó un acelerador de partículas lineal cargando partículas de polvo con un haz de iones en una trampa de iones cuadrupolo bajo control visual. De esta manera, se podía acelerar una amplia gama de materiales de polvo a altas velocidades. [20]
Detección de polvo confiable
Los detectores de penetración del tamaño de una cancha de tenis (200 m2 ) en los satélites Pegasus [21] determinaron un flujo mucho menor de partículas de 100 micrones de tamaño que no representarían un peligro significativo para las misiones tripuladas Apollo. Las primeras detecciones de polvo confiables de meteoroides de tamaño micrométrico se obtuvieron mediante los detectores de polvo a bordo de las naves espaciales Pioneer 8 y 9 [22] y HEOS 2 [23] . Ambos instrumentos eran detectores de ionización de impacto que usaban señales coincidentes de iones y electrones liberados al impactar. Los detectores tenían áreas sensibles de aproximadamente 0,01 m2 y detectaban fuera de la magnetosfera de la Tierra en promedio un impacto cada diez días.
Análisis de microcráteres
Flujo de polvo interplanetario medido por los primeros detectores de polvo o derivado de observaciones de luz zodiacal desde la Tierra y análisis de recuentos de microcráteres lunares.
Los microcráteres en las muestras lunares proporcionan un amplio registro de los impactos en la superficie lunar. Las salpicaduras de vidrio no erosionado de grandes impactos que cubren rocas lunares cristalinas preservan bien los microcráteres.
El número de microcráteres se midió en una sola muestra de roca utilizando análisis microscópicos y microscópicos electrónicos de barrido . [24] [25] Los cráteres variaron en tamaño de 10 −8 a 10 −3 m, y se correlacionaron con la masa de meteoroides basándose en simulaciones de impacto. [26] La velocidad de impacto sobre la superficie lunar se asumió en 20 km/s. La edad de las rocas en la superficie no se pudo determinar a través de métodos tradicionales (contando las densidades de la trayectoria de las erupciones solares), por lo que se utilizaron mediciones de naves espaciales de los satélites Pegasus para determinar el flujo de polvo interplanetario, específicamente el flujo de producción de cráteres a un tamaño de 100 μm. [27] Se encontró que el flujo de meteoroides más pequeños era menor que el flujo de cráteres observado en la superficie lunar debido a la eyección rápida de los impactos de meteoroides más grandes. El flujo se ajustó utilizando datos de las sondas espaciales HEOS-2 y Pioneer 8/9.
Desde abril de 1984 hasta enero de 1990, la Instalación de Exposición de Larga Duración de la NASA expuso varios colectores de impacto pasivos (cada uno de unos pocos metros cuadrados de superficie) al entorno de polvo espacial en la órbita baja de la Tierra . Después de la recuperación del LDEF por el transbordador espacial Columbia , se analizaron las bandejas de instrumentos. Los resultados [28] [29] confirmaron en general el análisis anterior de microcráteres lunares. [27]
Observaciones ópticas e infrarrojas del polvo zodiacal
Mapa del cielo en coordenadas eclípticas de longitud de onda de 25 micrones del COBE/DIRBE. La línea curva estrecha de la derecha es el plano galáctico.
Los instrumentos fotómetros de luz zodiacal de las sondas espaciales Helios 1 y 2 [30] y Pioneer 10 y Pioneer 11 [31] realizaron observaciones de la luz zodiacal a diferentes distancias heliocéntricas, que oscilaban entre 0,3 UA y 3,3 UA desde el Sol. De esta manera, se determinó el perfil radial heliocéntrico y se demostró que varía en un factor de aproximadamente 100 a lo largo de esa distancia. El detector de meteoritos asteroides (AMD) [32] de Pioneer 10 y Pioneer 11 utilizó la detección óptica y la triangulación de meteoritos individuales para obtener información sobre sus tamaños y trayectorias. Desafortunadamente, el umbral de activación se estableció demasiado bajo y el ruido corrompió los datos. [33] Las observaciones de la luz zodiacal en longitudes de onda de luz visible utilizan la luz dispersada por partículas de polvo interplanetario , que constituyen solo un pequeño porcentaje de la luz entrante. El resto (más del 90%) es absorbido y reirradiado en longitudes de onda infrarrojas.
La nube de polvo zodiacal es mucho más brillante en longitudes de onda infrarrojas que en longitudes de onda visibles. Sin embargo, en la Tierra, la mayoría de estas longitudes de onda infrarrojas están bloqueadas por bandas de absorción atmosférica. Por lo tanto, la mayoría de las observaciones astronómicas infrarrojas se realizan desde satélites de observatorios espaciales. El Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) cartografió el cielo en longitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 micrómetros. Entre las longitudes de onda de 12 y 60 micrómetros, el polvo zodiacal era una característica destacada. Más tarde, el Experimento de Fondo Infrarrojo Difuso (DIRBE) en la misión COBE de la NASA proporcionó un estudio completo de alta precisión de la nube de polvo zodiacal [34] en las mismas longitudes de onda. [35]
Los mapas del cielo de IRAS mostraron la estructura del brillo del cielo en longitudes de onda infrarrojas. Además de la amplia nube zodiacal general y una amplia banda central de asteroides, había varias estelas cometarias estrechas . [36] Las observaciones de seguimiento realizadas con el telescopio espacial Spitzer mostraron que al menos el 80% de todos los cometas de la familia Júpiter tenían estelas. [37] Cuando la Tierra pasa a través de una estela de cometa, se observa una lluvia de meteoritos desde el suelo. Debido al mayor riesgo para las naves espaciales en tales corrientes de meteoroides, la Agencia Espacial Europea desarrolló el modelo IMEX [38] , que sigue la evolución de las partículas cometarias [39] y, por lo tanto, nos permite determinar el riesgo de colisión en posiciones y momentos específicos en el Sistema Solar interior.
Detectores de penetración
Panel de 18 celdas presurizadas montado en la parte posterior de la antena parabólica principal de Pioneer 10 y 11
A principios de los años 1960, los satélites Explorer 16 y Explorer 23 llevaban detectores de micrometeoritos de celdas presurizadas . Cada satélite llevaba más de 200 celdas presurizadas individuales llenas de gas con paredes de metal de 25 y 50 micrones de espesor. La perforación de una celda por el impacto de un meteoroide podía detectarse mediante un sensor de presión. Estos instrumentos proporcionaban mediciones importantes del flujo de meteoroides cercanos a la Tierra. [40] En 1972 y 1973, las naves espaciales interplanetarias Pioneer 10 y Pioneer 11 llevaban 234 detectores de celdas presurizadas cada una, montados en la parte posterior de la antena parabólica principal. El espesor de la pared de acero inoxidable era de 25 micrones en el Pioneer 10 y de 50 micrones en el Pioneer 11. Los dos instrumentos caracterizaban el entorno de meteoroides en el Sistema Solar exterior, así como cerca de Júpiter y Saturno. [41]
En preparación para las misiones Apolo a la Luna, el cohete Saturno 1 lanzó tres satélites Pegasus a una órbita cercana a la Tierra. Cada satélite llevaba 416 detectores de meteoritos individuales con una superficie de detección total de unos 200 m2 . Los detectores consistían en láminas de penetración de aluminio de varios espesores: 171 m2 de 400 micrones de espesor, 16 m2 de 200 micrones de espesor y 7,5 m2 de 40 micrones de espesor. Detrás de estas láminas de penetración se colocaron detectores de condensadores de mylar de 12 micrones de espesor que registraban las penetraciones de la lámina superpuesta. [42] Los resultados mostraron que el peligro de los meteoritos es significativo y que se deben implementar métodos de protección contra meteoritos para los grandes vehículos espaciales. [40]
En 1986, las misiones Vega 1 y Vega 2 fueron equipadas con un nuevo detector de polvo, desarrollado por John Simpson , que utilizaba películas de difluoruro de polivinilideno ( PVDF) . [43] Este material responde a los impactos de polvo generando carga eléctrica debido a la formación de cráteres o la penetración del impacto. [44] Dado que los detectores de PVDF también son sensibles a las vibraciones mecánicas y a las partículas energéticas, los detectores que utilizan PVDF funcionan aceptablemente bien como detectores de polvo de alta velocidad en entornos muy polvorientos, como las comas de cometas o los anillos planetarios (como fue el caso del analizador de polvo cósmico Cassini-Huygens ). [45] Por ejemplo, en la misión Stardust , el instrumento de monitorización del flujo de polvo (DFMI) utilizó detectores de PVDF para estudiar el polvo en la coma del cometa Wild 2. Sin embargo, en entornos con poco polvo, como el espacio interplanetario, esta sensibilidad hace que los detectores sean susceptibles al ruido. Debido a esto, los detectores de PVDF en el contador de polvo estudiantil Venetia Burney también necesitaban detectores de referencia blindados para determinar la tasa de ruido de fondo. [46]
Detectores de micrófonos modernos
Durante su paso por el cometa Halley a una distancia de 600 km, la nave espacial Giotto estuvo protegida del polvo espacial por un escudo Whipple frontal de 1 mm de espesor (1,85 m de diámetro) y un escudo trasero de Kevlar de 12 mm de espesor . Montados en el escudo frontal contra el polvo había tres sensores piezoeléctricos de momento del Sistema de Detección de Impacto de Polvo (DIDSY). [47] Un cuarto sensor de momento estaba montado en el escudo trasero. Estos detectores de micrófono, junto con otros detectores, midieron la distribución del polvo dentro de la coma interna del cometa. [48] Estos instrumentos también midieron el polvo durante el encuentro de Giotto con el cometa 26P/Grigg–Skjellerup . [49]
En el Mercury Magnetospheric Orbiter [50] de la misión BepiColombo , el Mercury Dust Monitor (MDM) [51] medirá los entornos de polvo del espacio interplanetario y de Mercurio . [52] El MDM está compuesto por cuatro sensores cerámicos piezoeléctricos hechos de titanato de zirconato de plomo , a partir de los cuales se registrarán y analizarán las señales de impacto.
Detectores de polvo Chance
Instrumento de ondas de plasma, PWS (flecha roja inferior). Nótese que las antenas están truncadas en este diagrama y son mucho más largas de lo que se muestra, extendiéndose 10 metros.
La mayoría de los instrumentos de una nave espacial que vuela a través de un entorno denso de polvo experimentarán los efectos de los impactos de polvo. Un ejemplo destacado de un instrumento de este tipo fue el subsistema de ondas de plasma (PWS) en las naves espaciales Voyager 1 y Voyager 2. El PWS proporcionó información útil sobre el entorno de polvo local. Inicialmente, el detector de meteoritos y asteroides (AMD) que voló previamente en las Pioneer 10 y 11 fue seleccionado preliminarmente para la carga útil de la Voyager. Sin embargo, debido a que había dudas sobre su rendimiento, [33] el instrumento fue deseleccionado y, por lo tanto, ni la Voyager 1 ni la 2 transportaron un instrumento dedicado al polvo.
Durante el paso de la Voyager 2 por el sistema de Saturno, el PWS detectó un intenso ruido de impulso centrado en el plano de los anillos a una distancia de 2,88 radios de Saturno, ligeramente fuera del anillo G. [53] Este ruido se atribuyó a partículas de tamaño micrométrico que impactaron en la nave espacial. Las detecciones de polvo in situ realizadas por el Analizador de Polvo Cósmico de Cassini [54] y las observaciones con cámara de los anillos exteriores confirmaron la existencia de un anillo G extendido. También durante los sobrevuelos de la Voyager por Urano y Neptuno , se observaron concentraciones de polvo en los planos ecuatoriales. [55] [56]
Aunque los instrumentos de ondas de plasma en varias naves espaciales afirmaban detectar polvo, recién en 2021 se presentó un modelo para la generación de señales en antenas de ondas de plasma por impactos de polvo, basado en pruebas de aceleradores de polvo. [58]
Los detectores de ionización por impacto utilizan la detección simultánea de iones positivos y electrones tras el impacto de polvo sobre un objetivo sólido. Esta coincidencia proporciona un medio para discriminar el ruido en un único canal. El primer detector de polvo exitoso en el espacio interplanetario a aproximadamente 1 UA fue volado en las sondas espaciales Pioneer 8 y Pioneer 9. [59] Los detectores Pioneer 8 y 9 tenían áreas de objetivo sensibles de 0,01 m 2 . Además del polvo interplanetario en órbitas excéntricas, detectaba polvo en órbitas hiperbólicas, es decir, polvo que salía del Sistema Solar. [60] El detector de polvo HEOS 2 [61] fue el primer detector que empleó una geometría hemisférica, como todos los detectores posteriores de las naves espaciales Galileo y Ulysses , y los detectores LDEX en la misión LADEE. El objetivo hemisférico de 0,01 m 2 de área recogió electrones del impacto y los iones fueron recogidos por el colector de iones central. Estas señales sirvieron para determinar la masa y la velocidad del meteoroide impactado. El detector de polvo HEOS 2 exploró el entorno de polvo de la Tierra en un radio de 10 veces el de la Tierra. [62]
Los detectores de polvo gemelos Galileo y Ulysses fueron optimizados para mediciones de polvo interplanetario en el Sistema Solar exterior. Las áreas de detección sensibles se incrementaron diez veces hasta 0,1 m2 para hacer frente a los bajos flujos de polvo esperados. Para proporcionar datos confiables sobre el impacto del polvo incluso en el duro entorno joviano, se agregó un canaltrón de electrones en el centro del colector de rejilla de iones. De esta manera, se detectó un impacto por triple coincidencia de tres señales de carga. La nave espacial Galileo de 2,5 toneladas fue lanzada en 1989 y navegó durante 6 años en el espacio interplanetario entre la órbita de Venus y Júpiter y midió el polvo interplanetario. [63] La nave espacial Ulysses de 370 kg fue lanzada un año después y siguió una trayectoria directa a Júpiter, al que llegó en 1992 para una maniobra de sobrevuelo que puso a la nave espacial en una órbita heliocéntrica de 80 grados de inclinación. En 1995, Galileo inició su recorrido de siete años a través del sistema joviano con varios sobrevuelos de todas las lunas galileanas . Después de su sobrevuelo de Júpiter, Ulysses identificó un flujo de polvo interestelar que barría el Sistema Solar y corrientes de nanopolvo a hipervelocidad [64] que son emitidas desde Júpiter y luego se acoplan al campo magnético solar. Además, el instrumento Galileo detectó nubes de material eyectado alrededor de las lunas galileanas. [65]
Vista en corte transversal del Experimento de Polvo Lunar (LDEX) en LADEE, para la detección de polvo en la órbita lunar
El Experimento de Polvo Lunar (LDEX) [66] a bordo de la misión Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer (LADEE) es una versión más pequeña de los detectores de polvo Galileo y Ulysses . El detector de carga de impacto más sensible es una placa de microcanal (MCP) detrás de la rejilla de enfoque central. LDEX tiene un área sensible de 0,012 m 2 . El objetivo del instrumento era la detección y análisis del entorno de polvo lunar. Desde el 16 de octubre de 2013 hasta el 18 de abril de 2014, LDEX detectó alrededor de 140.000 impactos de polvo a una altitud de 20-100 km sobre la superficie lunar. Encontró una nube de eyección asimétrica, tenue y permanente alrededor de la Luna que es causada por impactos de meteoroides en la superficie lunar. [67] A partir de estos datos se encontró que aproximadamente 40 μm/Myr de regolito lunar se redistribuyen debido al bombardeo de meteoritos. [68] Además de un bombardeo continuo de meteoroides, las corrientes de meteoroides causan aumentos temporales de la nube de eyección. [69]
Analizadores de composición de polvo
El analizador de micrometeoroides Helios fue el instrumento in situ para analizar la composición del polvo cósmico. En 1974, el instrumento fue llevado por la nave espacial Helios desde la órbita de la Tierra hasta 0,3 UA del Sol. El objetivo del analizador de micrometeoroides era determinar la distribución espacial del polvo en el sistema planetario interior y buscar variaciones en la composición y las propiedades físicas de los micrometeoroides . [70] El instrumento consistía en dos espectrómetros de masas de tiempo de vuelo por ionización de impacto (sensor eclíptico y sur) con un área objetivo total de aproximadamente 0,01 m 2 . Un sensor estaba protegido por el borde de la nave espacial de la luz solar directa, mientras que el otro sensor estaba protegido por una fina película de parileno aluminizado de la radiación solar intensa. Estos analizadores de micrometeoroides se calibraron con una amplia gama de materiales [71] en los aceleradores de polvo del Instituto Max Planck de Física Nuclear en Heidelberg y el Centro de Investigación Ames en Moffet Field. La resolución de masa de los espectros de masa de los sensores Helios fue baja: . Hubo un exceso de impactos registrados por el sensor Sur en comparación con el sensor Eclíptico. Sobre la base de los estudios de penetración con la película Helios , [72] este exceso se interpretó como debido a meteoroides de baja densidad ( < 1000 kg/m 3 ) que estaban protegidos de entrar en el sensor Eclíptico. [73] Los espectros de masa varían desde aquellos con masas bajas dominantes (hasta 30 m u ), compatibles con silicatos, hasta aquellos con masas altas dominantes (entre 50 y 60 m u ), compatibles con hierro e iones moleculares. Se identificaron corrientes de meteoroides [74] e incluso partículas de polvo interestelar [75] en los datos.
Analizadores gemelos de masa de polvo volaron en las misiones del cometa Halley de 1986 Vega 1 , Vega 2 y Giotto . Estas naves espaciales volaron por el cometa a una distancia de 600-1000 km con una velocidad de 70-80 km/s. Los instrumentos PUMA ( Vega ) y PIA ( Giotto ) fueron desarrollados por Jochen Kissel del Instituto Max Planck de Física Nuclear en Heidelberg . Las partículas de polvo que golpeaban el pequeño objetivo de impacto (aproximadamente 5 cm2 ) generaban iones por ionización de impacto . Los instrumentos eran espectrómetros de masas de tiempo de vuelo de tipo reflectrón de alta resolución de masa ( R ≈ 100) . Los instrumentos podían registrar hasta 500 impactos por segundo. [76] Durante los sobrevuelos de cometas, los instrumentos registraron una gran cantidad de pequeñas partículas de masa inferior a 10 −14 gramos. Además de los silicatos no equilibrados, muchas de las partículas eran ricas en elementos ligeros como hidrógeno , carbono , nitrógeno y oxígeno . [77] [78] [79] Esto sugiere que la mayoría de las partículas consistían en un núcleo predominantemente condrítico con un manto orgánico refractario. [80]
Imagen de la sonda Stardust . Las partículas de polvo que chocan contra el objetivo en la parte superior liberan iones que son atraídos hacia el tubo de deriva y hacia el reflector (abajo), donde sus trayectorias son desviadas hacia el detector de iones (recuadro cúbico de la izquierda).
El analizador de polvo interestelar y cometario (CIDA) voló en la misión Stardust . En enero de 2004, Stardust voló por el cometa Wild 2 a una distancia de 240 km con una velocidad relativa de 6,1 km/s. En febrero de 2011, Stardust voló por el cometa Tempel 1 a una distancia de 181 km con una velocidad de 10,9 km/s. Durante el crucero interplanetario entre los encuentros con los cometas, hubo oportunidades favorables para analizar la corriente de polvo interestelar descubierta anteriormente por Ulysses . [64] CIDA es un derivado de los espectrómetros de masas de ionización de impacto volados en las misiones Giotto , Vega 1 y Vega 2. El objetivo del impacto se asoma al costado de la nave espacial mientras que la parte principal del instrumento está protegida del polvo de alta velocidad. Tiene un área sensible de aproximadamente 100 cm 2 y una resolución de masa R ≈ 250. Además del modo de iones positivos, CIDA también tiene un modo de iones negativos para una mejor sensibilidad para las moléculas orgánicas. [81] Los 75 espectros obtenidos durante los sobrevuelos de cometas [82] indican un predominio de materia orgánica; también se detectaron iones de azufre en un espectro. En los 45 espectros obtenidos durante la fase de crucero favorable para la detección de partículas interestelares, se sugirieron derivados de quinona como constituyentes del componente orgánico. [83]
El Analizador de Polvo Cósmico (CDA) voló en la misión Cassini a Saturno . El CDA es un instrumento de polvo multisensor de área grande (área sensible total de 0,1 m 2 ) que incluye un analizador de polvo químico de resolución media de 0,01 m 2 ( R ≈ 20-50 ) , un detector de ionización de impacto altamente confiable de 0,09 m 2 y dos detectores de fluoruro de polivinilideno polarizado de alta velocidad (PVDF) con áreas sensibles de 0,005 m 2 y 0,001 m 2 , respectivamente. [84] Durante su crucero de 6 años a Saturno , el CDA analizó el polvo interplanetario , [85] la corriente de polvo interestelar , [86] y las corrientes de polvo de Júpiter . [87] Un punto destacado fue la detección de cargas eléctricas de polvo en el espacio interplanetario y en la magnetosfera de Saturno . [88] [89] Durante los siguientes 13 años, Cassini completó 292 órbitas alrededor de Saturno (2004-2017) y midió varios millones de impactos de polvo que caracterizan al polvo principalmente en el anillo E de Saturno . [90] [91] En 2005, durante el sobrevuelo cercano de Cassini a Encélado a 175 km de la superficie, CDA descubrió géiseres de hielo activos. [92] Los análisis de composición detallados encontraron granos de hielo de agua ricos en sal cerca de Encélado, lo que llevó al descubrimiento de grandes reservas de océanos de agua líquida debajo de la corteza helada de la luna. [93] Los análisis de granos interestelares a la distancia de Saturno sugieren granos ricos en magnesio de composición de silicato y óxido, algunos con inclusiones de hierro. [94]
Telescopios de polvo
Diagrama esquemático de un telescopio de polvo que consta de un sensor de trayectoria de polvo (parte superior) y un analizador composicional (parte inferior). Se indican las trayectorias de los iones provenientes del impacto del polvo sobre el analizador químico.
Un telescopio de polvo es un instrumento para realizar astronomía de polvo . No solo analiza las señales e iones que se generan por un impacto de polvo en el objetivo sensible, sino que también determina la trayectoria del polvo antes del impacto. [95] [96] Esto último se basa en la medición exitosa de la carga eléctrica del polvo por el analizador de polvo cósmico (CDA) de Cassini . [88] [89] Un sensor de trayectoria de polvo consta de cuatro planos de electrodos de alambre de detección de posición paralelos. [97] Las pruebas del acelerador de polvo muestran que las trayectorias del polvo se pueden determinar con una precisión del 1% en velocidad y 1° en dirección. [98] El segundo elemento de un telescopio de polvo es un analizador de masas de área grande: [99] un analizador de masas de tiempo de vuelo de tipo reflectrón con un área sensible de hasta 0,2 m 2 [100] y una resolución de masa R > 150. Consiste en un objetivo de placa circular con el detector de iones detrás del orificio central. Delante del objetivo hay una rejilla de aceleración. Los iones generados por un impacto se reflejan en una rejilla con forma de paraboloide sobre el detector de iones central. Se han construido prototipos de telescopios de polvo en el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial (LASP) de la Universidad de Colorado, Boulder , EE. UU. [101] y en el Instituto de Sistemas Espaciales [102] de la Universidad de Stuttgart , Alemania, y se han probado en sus respectivos aceleradores de polvo. [103]
El analizador de polvo superficial (SUDA) a bordo de la misión Europa Clipper está siendo desarrollado por Sacha Kempf y sus colegas en LASP. SUDA recopilará mapas de composición con resolución espacial de la luna Europa de Júpiter a lo largo de las trayectorias terrestres del orbitador Europa y buscará columnas de hielo. El instrumento es capaz de identificar rastros de compuestos orgánicos e inorgánicos en los eyectados de hielo. [104] El lanzamiento de la misión Europa Clipper está previsto para 2024. [105]
El analizador de polvo DESTINY + (DDA) volará en la misión espacial japonesa - alemana DESTINY + al asteroide 3200 Faetón . [106] [107] Se cree que Faetón es el origen de la corriente de meteoros Gemínidas que se puede observar desde la Tierra cada diciembre. El desarrollo del DDA [108] está dirigido por Ralf Srama y colegas del Instituto de Sistemas Espaciales (IRS) [109] de la Universidad de Stuttgart en cooperación con la empresa von Hoerner & Sulger GmbH (vH&S). [110] El DDA analizará el polvo interestelar e interplanetario en el crucero a Faetón [111] y estudiará su entorno de polvo durante el encuentro; de particular interés es la proporción de materia orgánica. Su lanzamiento está previsto para 2024.
El experimento de polvo interestelar (IDEX), [112] desarrollado por Mihaly Horanyi y sus colegas en LASP, volará en la sonda de aceleración y mapeo interestelar (IMAP) en órbita alrededor del punto de Lagrange L1 Sol-Tierra . IDEX es un analizador de polvo de gran superficie (0,07 m 2 ) que proporciona la distribución de masa y la composición elemental de las partículas de polvo interestelar e interplanetario. Se utilizó una versión de laboratorio del instrumento IDEX en la instalación del acelerador de polvo [113] que opera en la Universidad de Colorado para recopilar espectros de masas de ionización por impacto para una variedad de muestras de polvo de composición conocida. [114] Su lanzamiento está previsto para 2025.
En 1950, Fred Whipple demostró que los micrometeoritos más pequeños que un tamaño crítico (~100 micrómetros) se desaceleran a altitudes superiores a 100 km lo suficientemente lento como para irradiar su energía de fricción sin fundirse. [117] Estos micrometeoritos se sedimentan a través de la atmósfera y finalmente se depositan en el suelo. El método más eficiente para recolectar micrometeoritos es mediante aeronaves que vuelan a gran altura (~20 km) con colectores especiales cubiertos de aceite de silicona que capturan este polvo. A altitudes menores, estos micrometeoritos se mezclan con el polvo de la Tierra. Don Brownlee fue el primero en identificar de manera confiable la naturaleza extraterrestre de las partículas de polvo recolectadas por su composición condrítica . [118] Estas muestras de polvo estratosférico están disponibles para futuras investigaciones. [119]
Colector de polvo de aerogel Stardust
Stardust fue la primera misión en traer muestras de un cometa y del espacio interestelar. En enero de 2004, Stardust sobrevoló el cometa Wild 2 a una distancia de 237 km con una velocidad relativa de 6,1 km/s. Su colector de polvo consistía en 0,104 m2 de aerogel y 0,015 m2 de papel de aluminio; [120] un lado del detector estaba expuesto al flujo de polvo cometario. Las muestras cometarias de Stardust eran una mezcla de diferentes componentes, incluidos granos presolares como granos de carburo de silicio ricos en 13 C , una amplia gama de fragmentos similares a cóndrulos y condensados de alta temperatura como inclusiones de calcio y aluminio encontradas en meteoritos primitivos que fueron transportados a regiones nebulares frías. [121]
Durante marzo-mayo de 2000 y julio-diciembre de 2002, la nave espacial estaba en una posición favorable para recolectar polvo interestelar en la parte posterior del colector de muestras. Una vez que se devolvió la cápsula de muestra en enero de 2006, se inspeccionaron las bandejas recolectoras y se identificaron miles de granos del cometa Wild 2 [122] y siete probables granos interestelares [123] . Estos granos están disponibles para la enseñanza y la investigación en la Oficina de Conservación de Astromateriales de la NASA. [124]
Las primeras muestras de asteroides fueron devueltas por las misiones Hayabusa de la JAXA . Hayabusa se topó con el asteroide 25143 Itokawa en noviembre de 2005, recogió muestras de la superficie y regresó a la Tierra en junio de 2010. A pesar de algunos problemas durante la recolección de muestras, se recogieron miles de partículas de entre 10 y 100 micrones de tamaño y están disponibles para investigación en los laboratorios. [125] La segunda misión Hayabusa2 se encontró con el asteroide 162173 Ryugu en junio de 2018. Se recuperaron alrededor de 5 g de material de la superficie y del subsuelo de este primitivo asteroide de tipo C. [126] La JAXA comparte aproximadamente el 10% de las muestras recolectadas con el servicio de conservación de muestras de la NASA. [127] [128]
La sonda espacial Rosetta estuvo en órbita alrededor del cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko desde agosto de 2014 hasta septiembre de 2016. Durante este tiempo, los instrumentos de Rosetta analizaron el núcleo y los entornos de polvo, gas y plasma. Rosetta llevaba un conjunto de sofisticados instrumentos de laboratorio miniaturizados para estudiar las partículas de polvo cometario recolectadas. Entre ellos se encontraba el espectrómetro de masas de iones secundarios de alta resolución COSIMA (Cometary Secondary Ion Mass Analyzer) que analizaba la composición rocosa y orgánica de las partículas de polvo recogidas, [129] [130] un microscopio de fuerza atómica MIDAS (Micro-Imaging Dust Analysis System) que investigaba la morfología y las propiedades físicas de partículas de polvo de tamaño micrométrico que se depositaban en una placa colectora, [131] y el espectrómetro de masas magnético de doble foco (DFMS) y el espectrómetro de masas de tiempo de vuelo tipo reflectrón (RTOF) de ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) para analizar el gas cometario y los componentes volátiles de las partículas cometarias. [132] [133] El módulo de aterrizaje Philae de Rosetta transportaba el experimento de cromatografía de gases-espectrometría de masas COSAC para analizar las moléculas orgánicas en la atmósfera del cometa y en su superficie. [134]
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