Los granos presolares son materia sólida interestelar en forma de pequeños granos sólidos que se originaron en un momento anterior a la formación del Sol . Los granos presolares se formaron dentro de los gases que fluyen y se enfrían de estrellas presolares anteriores. El estudio de los granos presolares suele considerarse parte del campo de la cosmoquímica y la meteorítica .
La nucleosíntesis estelar que tuvo lugar dentro de cada estrella presolar le da a cada gránulo una composición isotópica única de esa estrella madre, que difiere de la composición isotópica de la materia del Sistema Solar así como del promedio galáctico. Estas firmas isotópicas a menudo dan huellas de procesos nucleares astrofísicos muy específicos [1] que tuvieron lugar dentro de la estrella madre o evento de formación y prueban su origen presolar. [2] [3]
Los granos presolares son granos sólidos individuales que se condensaron alrededor de estrellas distantes o como parte de novas , y potencialmente supernovas , que se acumularon en la nebulosa solar temprana y permanecen en meteoritos condríticos relativamente inalterados . Como fueron acretados antes de la formación del Sistema Solar, deben ser presolares . En el medio interestelar también existen granos presolares . [4] Los investigadores utilizan ocasionalmente el término polvo de estrellas para referirse a los granos presolares, particularmente en la comunicación científica , aunque el término a veces se usa indistintamente en la literatura científica.
En la década de 1960, se descubrió que los gases nobles neón [5] y xenón [6] tenían proporciones isotópicas inusuales en meteoritos primitivos; su origen y el tipo de materia que los contenía era un misterio. Estos descubrimientos se realizaron vaporizando una muestra masiva de un meteorito dentro de un espectrómetro de masas , con el fin de contar la abundancia relativa de los isótopos de la muy pequeña cantidad de gases nobles atrapados como inclusiones. Durante la década de 1970, experimentos similares descubrieron más componentes de isótopos de xenón atrapados. [7] Se avanzaron especulaciones contradictorias sobre los orígenes de los componentes isotópicos de xenón, todas dentro del paradigma existente de que las variaciones fueron creadas por procesos dentro de una nube de gas solar inicialmente homogénea.
Durante la década de 1970 se propuso un nuevo marco teórico para la interpretación, cuando Donald D. Clayton rechazó la creencia popular entre los meteorólogos de que el Sistema Solar comenzó como un gas caliente uniforme. [8] En cambio, predijo que se encontrarían composiciones isotópicas inusuales pero predecibles dentro de los granos interestelares condensados térmicamente que se habían condensado durante la pérdida de masa de estrellas de diferentes tipos. Sostuvo que tales granos existen en todo el medio interestelar. [8] [9] Los primeros artículos de Clayton que utilizaron esa idea en 1975 representaron un medio interestelar poblado con granos de supernova que son ricos en los isótopos radiogénicos de Ne y Xe que habían definido las radiactividades extintas. [10] Clayton definió varios tipos de granos presolares que probablemente se descubrirán: polvo de estrellas de estrellas gigantes rojas, sunocons (acrónimo de SU per NO va CON densates) de supernovas , nebcons de condensación nebular por acreción de átomos y moléculas gaseosas de nubes frías, y Novacons de la condensación de nova . [8] A pesar del vigoroso y continuo desarrollo activo de esta imagen, las sugerencias de Clayton no fueron apoyadas por otros durante una década hasta que tales granos fueron descubiertos dentro de los meteoritos.
La primera consecuencia inequívoca de la existencia de granos presolares dentro de los meteoritos provino del laboratorio de Edward Anders en Chicago, [11] quien descubrió, utilizando espectrometría de masas tradicional, que las abundancias isotópicas de xenón contenidas dentro de un residuo carbonoso insoluble en ácido que permaneció después de la masa del meteorito. habían sido disueltos en ácidos coincidían casi exactamente con las predicciones para el xenón isotópico en el condensado de polvo de gigante roja . [9] Entonces parecía seguro que los granos presolares estaban contenidos dentro del residuo insoluble en ácido de Anders. Encontrar los granos presolares reales y documentarlos fue un desafío mucho más difícil que requirió localizar los granos y demostrar que sus isótopos coincidían con los de la estrella gigante roja. Siguió una década de intensa búsqueda experimental en el intento de aislar granos individuales de esos portadores de xenón. Pero lo que realmente se necesitaba para descubrir los granos presolares era un nuevo tipo de espectrómetro de masas que pudiera medir el menor número de átomos en un solo grano. Varios laboratorios utilizaron sondas de iones de pulverización en un intento de demostrar un instrumento de este tipo. Pero las sondas de iones contemporáneas tenían que ser tecnológicamente mucho mejores.
En 1987, se descubrió que en esos mismos residuos insolubles en ácido existían abundantemente granos de diamante [12] y granos de carburo de silicio [13] y que también contenían grandes concentraciones de gases nobles. A su vez, se midieron importantes anomalías isotópicas mediante mejoras en la espectrometría de masas de iones secundarios (SIMS) dentro de los elementos químicos estructurales de estos granos. [14] Los experimentos SIMS mejorados mostraron que los isótopos de silicio dentro de cada grano de SiC no tenían proporciones isotópicas solares sino más bien las esperadas en ciertas estrellas gigantes rojas. Por lo tanto, el hallazgo de presolares está fechado en 1987. [13] Para medir las proporciones de abundancia isotópica de los elementos estructurales (por ejemplo, silicio en un grano de SiC) en granos presolares microscópicos se requirieron dos pasos tecnológicos y científicos difíciles: 1) localizar presolares del tamaño de una micra. granos dentro de la abrumadora masa del meteorito; 2) desarrollo de la tecnología SIMS a un nivel suficientemente alto para medir las proporciones de abundancia isotópica dentro de granos del tamaño de una micra. Ernst Zinner se convirtió en un líder importante en aplicaciones SIMS para granos microscópicos. [15] [16]
En enero de 2020, el análisis del meteorito Murchison encontrado en Australia en 1969 reveló que 40 granos de carburo de silicio presolar se formaron hace entre 5 y 7 mil millones de años, más antiguo que el Sol de la Tierra, de 4,6 mil millones de años, lo que convierte a los granos en el material sólido más antiguo jamás descubierto en la Tierra. Tierra. [17] [18]
Los granos presolares son la materia sólida contenida en el gas interestelar antes de que se formara el Sol. El componente presolar puede identificarse en el laboratorio por sus abundancias isotópicas anormales y está formado por minerales refractarios que sobrevivieron al colapso de la nebulosa solar y la posterior formación de planetesimales . [19]
Para los investigadores de meteoritos, el término granos presolares pasó a referirse a los granos presolares que se encuentran en los meteoritos, de los cuales el 99% son polvo de estrellas . Muchos otros tipos de polvo cósmico no se han detectado en los meteoritos. Los granos presolares comprenden sólo alrededor del 0,1 por ciento de la masa total de partículas encontradas en los meteoritos. Estos granos son material isotópicamente distinto que se encuentra en la matriz de grano fino de los meteoritos , como las condritas primitivas . [20] Sus diferencias isotópicas con respecto al meteorito que lo encierra requieren que sean anteriores al Sistema Solar . La cristalinidad de esos grupos varía desde cristales de carburo de silicio de tamaño micrométrico (hasta 10 13 átomos), hasta la de diamante de tamaño nanométrico (alrededor de 1000 átomos) y cristales de grafeno sin capas de menos de 100 átomos. Los granos refractarios obtuvieron sus estructuras minerales condensándose térmicamente dentro de los gases en expansión de las supernovas y de las estrellas gigantes rojas que se enfrían lentamente . [20]
Los granos presolares se investigan mediante microscopios electrónicos de barrido o de transmisión (SEM/TEM) y métodos espectrométricos de masas (espectrometría de masas de gases nobles, espectrometría de masas de ionización por resonancia (RIMS), espectrometría de masas de iones secundarios (SIMS, NanoSIMS)). Los granos presolares que consisten en diamantes tienen un tamaño de sólo unos pocos nanómetros y, por eso, se denominan nanodiamantes. Debido a su pequeño tamaño, los nanodiamantes son difíciles de investigar y, aunque se encuentran entre los primeros granos presolares descubiertos, se sabe relativamente poco sobre ellos. Los tamaños típicos de otros granos presolares están en el rango de los micrómetros.
Hasta ahora se han identificado granos presolares compuestos por los siguientes minerales:
El estudio de los granos presolares proporciona información sobre la nucleosíntesis y la evolución estelar . [3] Los granos que llevan la firma isotópica de los tipos de nucleosíntesis " proceso r " ( captura rápida de neutrones) y proceso alfa (captura alfa) son útiles para probar modelos de explosiones de supernovas . [30]
El 1% de los granos presolares (granos de supernova) tienen excesos muy grandes de calcio-44 , un isótopo estable de calcio que normalmente constituye sólo el 2% de la abundancia de calcio. El calcio en algunos granos presolares está compuesto principalmente de 44 Ca, que presumiblemente son los restos del radionucleido extinto titanio-44 , un isótopo de titanio que se forma en abundancia en supernovas de tipo II como SN 1987A después de la rápida captura de cuatro partículas alfa por 28 Si, después de que normalmente comienza el proceso de combustión del silicio y antes de la explosión de la supernova. [31] Sin embargo, el 44 Ti tiene una vida media de sólo 59 años y, por lo tanto, pronto se convierte por completo en 44 Ca. También se han detectado en dichos granos excesos de productos de desintegración de los nucleidos de vida más larga, pero extintos, calcio-41 (vida media de 99.400 años) y aluminio-26 (730.000 años). Las anomalías isotópicas de proceso rápido de estos granos incluyen excesos relativos de nitrógeno-15 y oxígeno-18 en relación con las abundancias del Sistema Solar, así como excesos de los nucleidos estables ricos en neutrones 42 Ca y 49 Ti. [32]
Otros granos presolares proporcionan información isotópica y física sobre las estrellas B Ranch gigantes sinptóticas (estrellas AGB), que han fabricado la mayor parte de los elementos refractarios más ligeros que el hierro en la galaxia. Debido a que los elementos de estas partículas se formaron en diferentes momentos (y lugares) en la Vía Láctea temprana , el conjunto de partículas recolectadas proporciona aún más información sobre la evolución galáctica antes de la formación del Sistema Solar. [33]
Además de proporcionar información sobre la nucleosíntesis de los elementos del grano, los granos sólidos proporcionan información sobre las condiciones físico-químicas en las que se condensaron y sobre los acontecimientos posteriores a su formación. [33] Por ejemplo, consideremos las gigantes rojas , que producen gran parte del carbono en nuestra galaxia. Sus atmósferas son lo suficientemente frías como para que se produzcan procesos de condensación, lo que da como resultado la precipitación de partículas sólidas (es decir, aglomeraciones atómicas múltiples de elementos como el carbono) en su atmósfera. Esto es diferente a la atmósfera del Sol , que es demasiado caliente para permitir que los átomos se conviertan en moléculas más complejas. Estos fragmentos sólidos de materia luego se inyectan en el medio interestelar mediante presión de radiación . Por lo tanto, las partículas que llevan la firma de la nucleosíntesis estelar proporcionan información sobre (i) procesos de condensación en atmósferas de gigantes rojas, (ii) procesos de radiación y calentamiento en el medio interestelar , y (iii) los tipos de partículas que portaban los elementos de los que somos. hecho, a través de la galaxia hasta el Sistema Solar. [34]
