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La nube de polvo interplanetario , o nube zodiacal (como fuente de la luz zodiacal ), está formada por polvo cósmico (pequeñas partículas que flotan en el espacio exterior ) que impregna el espacio entre los planetas dentro de los sistemas planetarios , como el Sistema Solar . [2] Este sistema de partículas ha sido estudiado durante muchos años con el fin de comprender su naturaleza, origen y relación con cuerpos más grandes. Existen varios métodos para obtener mediciones de polvo espacial .
En el Sistema Solar, las partículas de polvo interplanetario tienen un papel en la dispersión de la luz solar y en la emisión de radiación térmica , que es la característica más destacada de la radiación del cielo nocturno , con longitudes de onda que varían de 5 a 50 μm . [3] Los tamaños de partículas de los granos que caracterizan la emisión infrarroja cerca de la órbita de la Tierra suelen oscilar entre 10 y 100 μm. [4] Los cráteres de impacto microscópicos en rocas lunares devueltos por el Programa Apolo [5] revelaron la distribución del tamaño de las partículas de polvo cósmico que bombardean la superficie lunar. La distribución "Grün" del polvo interplanetario a 1 UA, [6] describe el flujo de polvo cósmico de tamaños de nm a mm a 1 UA.
La masa total de la nube de polvo interplanetaria es aproximadamente3,5 × 10 16 kg , o la masa de un asteroide de radio 15 km (con una densidad de aproximadamente 2,5 g/cm 3 ). [7] Esta nube de polvo, que se extiende a lo largo de la eclíptica a lo largo del zodíaco , es visible como la luz zodiacal en un cielo sin luna y naturalmente oscuro y se ve mejor hacia el sol durante el crepúsculo astronómico .
Las observaciones de la sonda espacial Pioneer en la década de 1970 vincularon la luz zodiacal con la nube de polvo interplanetario en el Sistema Solar. [8] Además, el instrumento VBSDC en la sonda New Horizons fue diseñado para detectar impactos del polvo de la nube zodiacal en el Sistema Solar. [9]
Las fuentes de partículas de polvo interplanetario (IDP) incluyen al menos: colisiones de asteroides, actividad cometaria y colisiones en el Sistema Solar interior, colisiones en el cinturón de Kuiper y granos intermedios interestelares (Backman, D., 1997). Los orígenes de la nube zodiacal han sido durante mucho tiempo objeto de una de las controversias más acaloradas en el campo de la astronomía.
Se creía que los IDP se originaron a partir de cometas o asteroides cuyas partículas se habían dispersado por toda la extensión de la nube. Sin embargo, observaciones posteriores han sugerido que las tormentas de polvo de Marte pueden ser responsables de la formación de la nube zodiacal. [10] [2]
Los principales procesos físicos que "afectan" (mecanismos de destrucción o expulsión) a las partículas de polvo interplanetario son: la expulsión por presión de radiación , el arrastre de radiación Poynting-Robertson (PR) hacia el interior , la presión del viento solar (con efectos electromagnéticos significativos), la sublimación , las colisiones mutuas y los efectos dinámicos de los planetas (Backman, D., 1997).
La vida de estas partículas de polvo es muy corta en comparación con la vida del Sistema Solar. Si se encuentran granos alrededor de una estrella que tiene más de 10.000.000 de años, entonces los granos deben haber sido de fragmentos recientemente liberados de objetos más grandes, es decir, no pueden ser granos sobrantes del disco protoplanetario (Backman, comunicación privada). [ cita requerida ] Por lo tanto, los granos serían polvo de "última generación". El polvo zodiacal en el Sistema Solar está compuesto en un 99,9% de polvo de última generación y en un 0,1% de polvo del medio interestelar intruso . Todos los granos primordiales de la formación del Sistema Solar fueron eliminados hace mucho tiempo.
Las partículas que se ven afectadas principalmente por la presión de la radiación se conocen como "meteoritos beta". Suelen tener un tamaño inferior a 1,4 × 10 −12 g y son empujadas desde el Sol hacia el espacio interestelar. [11]
La nube de polvo interplanetaria tiene una estructura compleja (Reach, W., 1997). Además de una densidad de fondo, esta incluye:
En 1951, Fred Whipple predijo que los micrometeoritos de menos de 100 micrómetros de diámetro podrían desacelerarse al impactar con la atmósfera superior de la Tierra sin derretirse. [12] La era moderna del estudio de laboratorio de estas partículas comenzó con los vuelos de recolección estratosféricos de Donald E. Brownlee y colaboradores en la década de 1970 utilizando globos y luego aviones U-2 . [13]
Aunque algunas de las partículas encontradas eran similares al material presente en las colecciones de meteoritos actuales, la naturaleza nanoporosa y la composición promedio cósmica no equilibrada de otras partículas sugirieron que comenzaron como agregados de grano fino de bloques de construcción no volátiles y hielo cometario. [14] [15] La naturaleza interplanetaria de estas partículas fue verificada posteriormente mediante observaciones de gases nobles [16] y trayectorias de erupciones solares [17] .
En ese contexto, se desarrolló un programa para la recolección y conservación atmosférica de estas partículas en el Centro Espacial Johnson en Texas. [18] Esta colección de micrometeoritos estratosféricos, junto con los granos presolares de meteoritos, son fuentes únicas de material extraterrestre (además de ser pequeños objetos astronómicos en sí mismos) disponibles para su estudio en laboratorios en la actualidad.
Las naves espaciales que han transportado detectores de polvo incluyen Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Ulysses (órbita heliocéntrica a la distancia de Júpiter), Galileo (Orbitador de Júpiter), Cassini (orbitador de Saturno) y New Horizons (ver Contador de polvo estudiantil de Venetia Burney ).
En los siguientes libros aparecieron colecciones de artículos de revisión sobre diversos aspectos del polvo interplanetario y campos relacionados:
En 1978, Tony McDonnell editó el libro Cosmic Dust [19] , que contenía capítulos [20] sobre cometas, luz zodiacal como indicador de polvo interplanetario, meteoros, polvo interestelar, estudios de micropartículas mediante técnicas de muestreo y estudios de micropartículas mediante instrumentación espacial. También se presta atención a la erosión por impacto lunar y planetario, aspectos de la dinámica de partículas y técnicas de aceleración y procesos de impacto a alta velocidad empleados para la simulación en laboratorio de los efectos producidos por micrometeoroides.
En 2001, Eberhard Grün , Bo Gustafson, Stan Dermott y Hugo Fechtig publicaron el libro Interplanetary Dust . [21] Los temas tratados [22] son: perspectivas históricas; polvo cometario; entorno cercano a la Tierra; meteoroides y meteoros; propiedades del polvo interplanetario, información de muestras recogidas; mediciones in situ del polvo cósmico; modelado numérico de la estructura de la Nube Zodiacal; síntesis de observaciones; instrumentación; procesos físicos; propiedades ópticas del polvo interplanetario; evolución orbital del polvo interplanetario; polvo circumplanetario, observaciones y física simple; polvo interestelar y discos de polvo circunestelar.
2019 Rafael Rodrigo, Jürgen Blum, Hsiang-Wen Hsu, Detlef V. Koschny, Anny-Chantal Levasseur-Regourd , Jesús Martín-Pintado, Veerle J. Sterken y Andrew Westphal recopilaron reseñas en el libro Cosmic Dust from the Laboratory to the Stars . [23] Se incluyen discusiones [24] sobre el polvo en varios entornos: desde atmósferas planetarias y cuerpos sin aire hasta polvo interplanetario, meteoroides, polvo de cometas y emisiones de lunas activas hasta polvo interestelar y discos protoplanetarios. Se discuten diversas técnicas de investigación y resultados, incluida la medición in situ, la observación remota, los experimentos y modelos de laboratorio y el análisis de muestras devueltas.
Se ha descubierto que el polvo interplanetario forma anillos de polvo en el espacio orbital de Mercurio y Venus. [25] Se sospecha que el anillo de polvo orbital de Venus se origina a partir de asteroides de Venus aún no detectados, [25] polvo interplanetario que migra en ondas de espacio orbital a espacio orbital, o de los restos del disco circunestelar del Sistema Solar , a partir del cual se formó su disco protoplanetario y luego él mismo, el sistema planetario solar . [26]
Si bien ahora hay buena evidencia de que Marte, el planeta más polvoriento que conocemos, es la fuente de la luz zodiacal, Jørgensen y sus colegas aún no pueden explicar cómo el polvo pudo haber escapado a las garras de la gravedad marciana.