El polvo cósmico -también llamado polvo extraterrestre , polvo espacial o polvo estelar- es polvo que se produce en el espacio exterior o ha caído sobre la Tierra . [1] [2] La mayoría de las partículas de polvo cósmico miden entre unas pocas moléculas y 0,1 mm (100 μm ), como los micrometeoroides . Las partículas más grandes se llaman meteoroides . El polvo cósmico se puede distinguir además por su ubicación astronómica: polvo intergaláctico , polvo interestelar, polvo interplanetario (como en la nube zodiacal ) y polvo circumplanetario (como en un anillo planetario ). Existen varios métodos para obtener mediciones del polvo espacial .
En el Sistema Solar , el polvo interplanetario provoca la luz zodiacal . El polvo del Sistema Solar incluye polvo de cometa , polvo planetario (como el de Marte), [3] polvo de asteroides , polvo del cinturón de Kuiper y polvo interestelar que pasa a través del Sistema Solar. Se estima que miles de toneladas de polvo cósmico llegan a la superficie de la Tierra cada año, [4] y la mayoría de los granos tienen una masa entre 10 −16 kg (0,1 pg) y 10 −4 kg (0,1 g). [4] La densidad de la nube de polvo a través de la cual viaja la Tierra es de aproximadamente 10 −6 granos de polvo/m 3 . [5]
El polvo cósmico contiene algunos compuestos orgánicos complejos (sólidos orgánicos amorfos con una estructura mixta aromática y alifática ) que las estrellas podrían crear de forma natural y rápida . [6] [7] [8] Una fracción más pequeña del polvo en el espacio es "polvo de estrellas", que consiste en minerales refractarios más grandes que se condensan como materia dejada por las estrellas.
La nave espacial Stardust recogió partículas de polvo interestelar y las muestras se devolvieron a la Tierra en 2006. [9] [10] [11] [12]
El polvo cósmico alguna vez fue sólo una molestia para los astrónomos, ya que oscurece los objetos que querían observar. Cuando se inició la astronomía infrarroja , se observó que las partículas de polvo eran componentes importantes y vitales de los procesos astrofísicos. Su análisis puede revelar información sobre fenómenos como la formación del Sistema Solar. [14] Por ejemplo, el polvo cósmico puede provocar la pérdida de masa cuando una estrella se acerca al final de su vida , desempeñar un papel en las primeras etapas de formación estelar y formar planetas . En el Sistema Solar , el polvo juega un papel importante en la luz zodiacal , los radios del Anillo B de Saturno , los anillos planetarios difusos exteriores de Júpiter , Saturno, Urano y Neptuno , y los cometas .
El estudio interdisciplinario del polvo reúne diferentes campos científicos: física ( estado sólido , teoría electromagnética , física de superficies, física estadística , física térmica ), matemáticas fractales , química de superficies en granos de polvo, meteoritos , así como todas las ramas de la astronomía y la astrofísica. . [16] Estas áreas de investigación dispares pueden vincularse por el siguiente tema: las partículas de polvo cósmico evolucionan cíclicamente; química, física y dinámicamente. La evolución del polvo traza caminos en los que el Universo recicla material, en procesos análogos a los pasos de reciclaje diarios con los que mucha gente está familiarizada: producción, almacenamiento, procesamiento, recolección, consumo y descarte.
Las observaciones y mediciones del polvo cósmico en diferentes regiones proporcionan una visión importante de los procesos de reciclaje del Universo; en las nubes del medio interestelar difuso , en las nubes moleculares , en el polvo circunestelar de objetos estelares jóvenes , y en sistemas planetarios como el Sistema Solar , donde los astrónomos consideran que el polvo está en su estado más reciclado. Los astrónomos acumulan "instantáneas" de observación del polvo en diferentes etapas de su vida y, con el tiempo, forman una película más completa de los complicados pasos de reciclaje del Universo.
Parámetros como el movimiento inicial de la partícula, las propiedades del material, el plasma intermedio y el campo magnético determinaron la llegada de la partícula de polvo al detector de polvo. Cambiar ligeramente cualquiera de estos parámetros puede dar como resultado un comportamiento dinámico del polvo significativamente diferente. Por lo tanto, uno puede aprender de dónde vino ese objeto y qué hay (en) el medio intermedio.
Existe una amplia gama de métodos disponibles para estudiar el polvo cósmico. El polvo cósmico puede detectarse mediante métodos de detección remota que utilizan las propiedades radiativas de las partículas de polvo cósmico, cf. Medición de la luz zodiacal .
El polvo cósmico también se puede detectar directamente ("in situ") utilizando una variedad de métodos de recolección y desde una variedad de lugares de recolección. Las estimaciones de la afluencia diaria de material extraterrestre que entra en la atmósfera terrestre oscilan entre 5 y 300 toneladas. [17] [18]
La NASA recolecta muestras de partículas de polvo estelar en la atmósfera terrestre utilizando colectores de placas debajo de las alas de aviones que vuelan en la estratosfera . También se recogen muestras de polvo de depósitos superficiales en las grandes masas de hielo de la Tierra (Antártida y Groenlandia/Ártico) y en sedimentos de aguas profundas.
Don Brownlee, de la Universidad de Washington en Seattle, identificó por primera vez de forma fiable la naturaleza extraterrestre de las partículas de polvo recogidas a finales de los años setenta. Otra fuente son los meteoritos , que contienen polvo de estrellas extraído de ellos. Los granos de polvo de estrellas son piezas sólidas refractarias de estrellas presolares individuales. Se reconocen por sus composiciones isotópicas extremas, que sólo pueden ser composiciones isotópicas dentro de estrellas evolucionadas, antes de cualquier mezcla con el medio interestelar. Estos granos se condensaron a partir de la materia estelar a medida que se enfriaba al abandonar la estrella.
En el espacio interplanetario, se han construido y puesto en funcionamiento detectores de polvo en naves espaciales planetarias, algunos están volando actualmente y actualmente se están construyendo más para volar. Las grandes velocidades orbitales de las partículas de polvo en el espacio interplanetario (normalmente entre 10 y 40 km/s) hacen que la captura de partículas intactas sea problemática. En cambio, los detectores de polvo in situ generalmente se diseñan para medir parámetros asociados con el impacto de partículas de polvo a alta velocidad en el instrumento, y luego derivar las propiedades físicas de las partículas (generalmente masa y velocidad) mediante calibración de laboratorio (es decir, impactando partículas aceleradas con propiedades conocidas en una réplica de laboratorio del detector de polvo). A lo largo de los años, los detectores de polvo han medido, entre otros, el destello de la luz de impacto, la señal acústica y la ionización de impacto. Recientemente, el instrumento de polvo de Stardust capturó partículas intactas en aerogel de baja densidad .
En el pasado, los detectores de polvo volaron en las misiones espaciales HEOS 2 , Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Giotto , Galileo, Ulysses y Cassini , en los satélites en órbita terrestre LDEF , EURECA y Gorid, y algunos científicos han utilizado la Voyager 1. y 2 naves espaciales como sondas Langmuir gigantes para tomar muestras directamente del polvo cósmico. Actualmente, los detectores de polvo vuelan en las naves espaciales Ulysses , Proba , Rosetta , Stardust y New Horizons . El polvo recolectado en la Tierra o en el espacio y devuelto por misiones espaciales de retorno de muestras es luego analizado por científicos del polvo en sus respectivos laboratorios en todo el mundo. En el JSC de la NASA en Houston existe una gran instalación de almacenamiento de polvo cósmico.
La luz infrarroja puede penetrar las nubes de polvo cósmicas, permitiéndonos observar las regiones de formación estelar y los centros de las galaxias. El Telescopio Espacial Spitzer de la NASA era el telescopio espacial infrarrojo más grande, antes del lanzamiento del Telescopio Espacial James Webb . Durante su misión, Spitzer obtuvo imágenes y espectros detectando la radiación térmica emitida por objetos en el espacio entre longitudes de onda de 3 y 180 micrómetros. La mayor parte de esta radiación infrarroja está bloqueada por la atmósfera terrestre y no puede observarse desde la Tierra. Los hallazgos del Spitzer han revitalizado los estudios del polvo cósmico. Un informe mostró cierta evidencia de que el polvo cósmico se forma cerca de un agujero negro supermasivo. [19]
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Otro mecanismo de detección es la polarimetría . Los granos de polvo no son esféricos y tienden a alinearse con los campos magnéticos interestelares , polarizando preferentemente la luz de las estrellas que atraviesa las nubes de polvo. En el espacio interestelar cercano, donde el enrojecimiento interestelar no es lo suficientemente intenso como para ser detectado, se ha utilizado polarimetría óptica de alta precisión para detectar la estructura del polvo dentro de la Burbuja Local . [21]
En 2019, los investigadores encontraron polvo interestelar en la Antártida que relacionan con la Nube Interestelar Local . La detección de polvo interestelar en la Antártida se realizó mediante la medición de los radionucleidos Fe-60 y Mn-53 mediante espectrometría de masas con acelerador de alta sensibilidad . [22]
Una partícula de polvo interactúa con la radiación electromagnética de una manera que depende de su sección transversal , la longitud de onda de la radiación electromagnética y de la naturaleza del grano: su índice de refracción , tamaño, etc. El proceso de radiación de un grano individual se llama emisividad , dependiente del factor de eficiencia del grano . Otras especificaciones relativas al proceso de emisividad incluyen extinción , dispersión , absorción o polarización . En las curvas de emisión de radiación, varias firmas importantes identifican la composición de las partículas de polvo que emiten o absorben.
Las partículas de polvo pueden dispersar la luz de manera no uniforme. La luz dispersada hacia adelante es luz que se desvía ligeramente de su trayectoria mediante difracción , y la luz retrodispersada es luz reflejada.
La dispersión y extinción ("atenuación") de la radiación proporciona información útil sobre el tamaño de los granos de polvo. Por ejemplo, si el objeto(s) en los datos es muchas veces más brillante en luz visible dispersada hacia adelante que en luz visible retrodispersada, entonces se entiende que una fracción significativa de las partículas tiene aproximadamente un micrómetro de diámetro.
La dispersión de la luz de los granos de polvo en fotografías visibles de larga exposición es bastante notable en las nebulosas de reflexión y proporciona pistas sobre las propiedades de dispersión de la luz de cada partícula individual. En longitudes de onda de rayos X, muchos científicos están investigando la dispersión de rayos X por el polvo interestelar, y algunos han sugerido que las fuentes astronómicas de rayos X poseerían halos difusos debido al polvo. [24]
Los granos de polvo de estrellas (también llamados granos presolares por los meteorólogos [25] ) se encuentran dentro de los meteoritos, de los que se extraen en laboratorios terrestres. Stardust era un componente del polvo del medio interestelar antes de su incorporación a los meteoritos. Los meteoritos han almacenado esos granos de polvo de estrellas desde que se ensamblaron por primera vez dentro del disco de acreción planetario hace más de cuatro mil millones de años. Las llamadas condritas carbonosas son reservorios especialmente fértiles de polvo de estrellas. Cada grano de polvo de estrellas existía antes de que se formara la Tierra. Stardust es un término científico que se refiere a los granos de polvo refractario que se condensaron al enfriar los gases expulsados por estrellas presolares individuales y se incorporaron a la nube a partir de la cual se condensó el Sistema Solar. [26]
Se han identificado muchos tipos diferentes de polvo de estrellas mediante mediciones de laboratorio de la composición isotópica altamente inusual de los elementos químicos que componen cada grano de polvo de estrellas. Es posible que estos granos minerales refractarios hayan sido recubiertos anteriormente con compuestos volátiles, pero se pierden al disolver la materia del meteorito en ácidos, dejando solo minerales refractarios insolubles. Encontrar los núcleos de granos sin disolver la mayor parte del meteorito ha sido posible, pero difícil y requiere mucha mano de obra (ver granos presolares ).
Se han descubierto muchos aspectos nuevos de la nucleosíntesis a partir de las proporciones isotópicas dentro de los granos de polvo de estrellas. [27] Una propiedad importante del polvo de estrellas es la naturaleza dura, refractaria y de alta temperatura de los granos. Destacan el carburo de silicio , el grafito , el óxido de aluminio , la espinela de aluminio y otros sólidos similares que se condensarían a alta temperatura a partir de un gas refrigerante, como en los vientos estelares o en la descompresión del interior de una supernova . Se diferencian mucho de los sólidos que se forman a baja temperatura en el medio interestelar.
También son importantes sus composiciones isotópicas extremas, que se espera que no existan en ninguna parte del medio interestelar. Esto también sugiere que el polvo estelar se condensa a partir de los gases de estrellas individuales antes de que los isótopos pudieran diluirse mezclándose con el medio interestelar. Estos permiten identificar las estrellas fuente. Por ejemplo, los elementos pesados dentro de los granos de carburo de silicio (SiC) son isótopos del proceso S casi puros , que se ajustan a su condensación dentro de los vientos de gigante roja de la estrella AGB , ya que las estrellas AGB son la principal fuente de nucleosíntesis del proceso S y tienen atmósferas observadas por Los astrónomos se enriquecerán altamente con los elementos del proceso dragados.
Otro ejemplo dramático lo dan los llamados condensados de supernova, generalmente abreviados por el acrónimo SUNOCON (de SUperNOva CONdensate [26] ) para distinguirlos de otros polvos estelares condensados dentro de atmósferas estelares. Los SUNOCON contienen en su calcio una abundancia excesivamente grande [28] de 44 Ca , lo que demuestra que se condensaron conteniendo abundante 44 Ti radiactivo, que tiene una vida media de 65 años . Los núcleos de 44 Ti que emergían todavía estaban "vivos" (radiactivos) cuando el SUNOCON se condensó cerca de un año dentro del interior de la supernova en expansión, pero se habrían convertido en un radionúclido extinto (específicamente 44 Ca) después del tiempo requerido para mezclarse con el gas interestelar. Su descubrimiento confirmó la predicción [29] de 1975 de que sería posible identificar los SUNOCON de esta manera. Los SUNOCON de SiC (de supernovas) son sólo un 1% más numerosos que el polvo de estrellas de SiC de las estrellas AGB.
El propio polvo estelar (SUNOCONs y granos AGB que provienen de estrellas específicas) no es más que una fracción modesta del polvo cósmico condensado, y forma menos del 0,1% de la masa del total de sólidos interestelares. El gran interés por el polvo estelar se debe a la nueva información que ha aportado a las ciencias de la evolución estelar y la nucleosíntesis .
Los laboratorios han estudiado los sólidos que existían antes de que se formara la Tierra. [30] Esto alguna vez se pensó que era imposible, especialmente en la década de 1970, cuando los cosmoquímicos confiaban en que el Sistema Solar comenzó como un gas caliente [31] prácticamente desprovisto de sólidos restantes, que habrían sido vaporizados por las altas temperaturas. La existencia de polvo de estrellas demostró que esta imagen histórica era incorrecta.
El polvo cósmico está formado por granos de polvo y agregados en partículas de polvo. Estas partículas tienen forma irregular, con porosidad que varía de esponjosa a compacta . La composición, el tamaño y otras propiedades dependen de dónde se encuentra el polvo y, a la inversa, un análisis de la composición de una partícula de polvo puede revelar mucho sobre su origen. El polvo medio interestelar difuso general , los granos de polvo en nubes densas , el polvo de los anillos planetarios y el polvo circunestelar son diferentes en sus características. Por ejemplo, los granos de las nubes densas han adquirido un manto de hielo y, en promedio, son más grandes que las partículas de polvo en el medio interestelar difuso. Las partículas de polvo interplanetario (PDI) son generalmente aún más grandes.
La mayor parte de la afluencia de materia extraterrestre que cae sobre la Tierra está dominada por meteoritos con diámetros en el rango de 50 a 500 micrómetros, con una densidad promedio de 2,0 g/cm 3 (con una porosidad de alrededor del 40%). La tasa de afluencia total de sitios de meteoritos de la mayoría de los desplazados internos capturados en la estratosfera de la Tierra oscila entre 1 y 3 g/cm 3 , con una densidad promedio de aproximadamente 2,0 g/cm 3 . [32]
Otras propiedades específicas del polvo: en el polvo circunestelar , los astrónomos han encontrado firmas moleculares de CO , carburo de silicio , silicato amorfo , hidrocarburos aromáticos policíclicos , hielo de agua y poliformaldehído , entre otros (en el medio interestelar difuso , hay evidencia de silicato y granos de carbono). ). El polvo de cometa es generalmente diferente (con superposición) del polvo de asteroide . El polvo de asteroide se parece a los meteoritos condríticos carbonosos . El polvo cometario se asemeja a granos interestelares que pueden incluir silicatos, hidrocarburos aromáticos policíclicos y hielo de agua.
En septiembre de 2020 se presentaron evidencias de agua en estado sólido en el medio interestelar , y particularmente, de hielo de agua mezclado con granos de silicato en granos de polvo cósmico. [33]
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Los grandes granos en el espacio interestelar son probablemente complejos, con núcleos refractarios que se condensaron dentro de flujos estelares coronados por capas adquiridas durante incursiones en nubes interestelares densas y frías. Ese proceso cíclico de crecimiento y destrucción fuera de las nubes ha sido modelado [34] [35] para demostrar que los núcleos viven mucho más que la vida media de la masa de polvo. Esos núcleos en su mayoría comienzan con partículas de silicato que se condensan en las atmósferas de gigantes rojas frías y ricas en oxígeno y granos de carbono que se condensan en las atmósferas de estrellas de carbono frías . Las gigantes rojas han evolucionado o se han alterado fuera de la secuencia principal y han entrado en la fase gigante de su evolución y son la principal fuente de núcleos de granos de polvo refractario en las galaxias. Esos núcleos refractarios también se llaman polvo estelar (sección anterior), que es un término científico para la pequeña fracción de polvo cósmico que se condensó térmicamente dentro de los gases estelares cuando fueron expulsados de las estrellas. Varios por ciento de los núcleos de granos refractarios se han condensado dentro de los interiores en expansión de las supernovas, un tipo de cámara de descompresión cósmica. Los meteorólogos que estudian el polvo estelar refractario (extraído de meteoritos) a menudo lo llaman granos presolares , pero dentro de los meteoritos es sólo una pequeña fracción de todo el polvo presolar. El polvo estelar se condensa dentro de las estrellas a través de una química de condensación considerablemente diferente a la de la mayor parte del polvo cósmico, que acumula frío sobre el polvo preexistente en las oscuras nubes moleculares de la galaxia. Esas nubes moleculares son muy frías, normalmente a menos de 50 K, de modo que hielos de muchos tipos pueden acumularse sobre los granos, en algunos casos sólo para ser destruidos o divididos por la radiación y la sublimación en un componente gaseoso. Finalmente, a medida que se formó el Sistema Solar, muchos granos de polvo interestelar fueron modificados aún más por la coalescencia y reacciones químicas en el disco de acreción planetario. La historia de los distintos tipos de granos en el Sistema Solar primitivo es complicada y sólo se comprende parcialmente.
Los astrónomos saben que el polvo se forma en las envolturas de estrellas de evolución tardía a partir de firmas de observación específicas. En luz infrarroja, la emisión a 9,7 micrómetros es una firma del polvo de silicato en estrellas gigantes evolucionadas frías y ricas en oxígeno. La emisión a 11,5 micrómetros indica la presencia de polvo de carburo de silicio en estrellas gigantes ricas en carbono evolucionadas y frías. Estos ayudan a proporcionar evidencia de que las pequeñas partículas de silicato en el espacio provienen de las envolturas exteriores expulsadas de estas estrellas. [36] [37]
Las condiciones en el espacio interestelar generalmente no son adecuadas para la formación de núcleos de silicato. Lograr esto llevaría demasiado tiempo, incluso si fuera posible. Los argumentos son los siguientes: dado un diámetro de grano típico observado a , el tiempo que tarda un grano en alcanzar a , y dada la temperatura del gas interestelar, se necesitaría mucho más tiempo que la edad del Universo para que se formen granos interestelares. [38] Por otro lado, se ve que se han formado recientemente granos en las proximidades de estrellas cercanas, en eyecciones de novas y supernovas , y en estrellas variables R Coronae Borealis que parecen expulsar nubes discretas que contienen tanto gas como polvo. Así que la pérdida de masa de las estrellas es, sin duda, el lugar donde se formaron los núcleos refractarios de los granos.
La mayor parte del polvo del Sistema Solar es polvo altamente procesado, reciclado del material a partir del cual se formó el Sistema Solar y posteriormente recolectado en los planetesimales, y material sólido sobrante como cometas y asteroides , y reformado en cada una de las vidas de colisión de esos cuerpos. Durante la historia de formación del Sistema Solar, el elemento más abundante fue (y sigue siendo) H 2 . Los elementos metálicos: magnesio, silicio y hierro, que son los principales ingredientes de los planetas rocosos, se condensan en sólidos a las temperaturas más altas del disco planetario. Algunas moléculas, como CO, N 2 , NH 3 y oxígeno libre, existían en fase gaseosa. Algunas moléculas, por ejemplo, el grafito (C) y el SiC, se condensarían en granos sólidos en el disco planetario; pero los granos de carbono y SiC que se encuentran en los meteoritos son presolares en función de sus composiciones isotópicas, más que de la formación del disco planetario. Algunas moléculas también formaron compuestos orgánicos complejos y algunas moléculas formaron mantos de hielo congelado, de los cuales cualquiera podría cubrir los núcleos de granos "refractarios" (Mg, Si, Fe). Una vez más, el polvo de estrellas constituye una excepción a la tendencia general, ya que parece no haber sido procesado en absoluto desde su condensación térmica dentro de las estrellas en forma de minerales cristalinos refractarios. La condensación de grafito se produce en el interior de las supernovas a medida que se expanden y enfrían, y lo hace incluso en gases que contienen más oxígeno que carbono, [39] una sorprendente química del carbono posible gracias al intenso entorno radiactivo de las supernovas. Este ejemplo especial de formación de polvo merece una revisión específica. [40]
La formación de moléculas precursoras en discos planetarios estuvo determinada, en gran parte, por la temperatura de la nebulosa solar. Dado que la temperatura de la nebulosa solar disminuyó con la distancia heliocéntrica, los científicos pueden inferir el origen de un grano de polvo conociendo los materiales del grano. Algunos materiales sólo podrían haberse formado a altas temperaturas, mientras que otros materiales en grano sólo podrían haberse formado a temperaturas mucho más bajas. Los materiales en una sola partícula de polvo interplanetaria a menudo muestran que los elementos del grano se formaron en diferentes lugares y en diferentes momentos de la nebulosa solar. La mayor parte de la materia presente en la nebulosa solar original ha desaparecido desde entonces; atraídos hacia el Sol, expulsados al espacio interestelar o reprocesados, por ejemplo, como parte de planetas, asteroides o cometas.
Debido a su naturaleza altamente procesada, las IDP (partículas de polvo interplanetarias) son mezclas de grano fino de miles a millones de granos minerales y componentes amorfos . Podemos imaginar un IDP como una "matriz" de material con elementos incrustados que se formaron en diferentes momentos y lugares en la nebulosa solar y antes de la formación de la nebulosa solar. Ejemplos de elementos incrustados en el polvo cósmico son GEMAS , cóndrulos y CAI .
Las flechas en el diagrama adyacente muestran un posible camino desde una partícula de polvo interplanetaria recolectada hasta las primeras etapas de la nebulosa solar.
Podemos seguir el rastro a la derecha en el diagrama hacia los desplazados internos que contienen los elementos más volátiles y primitivos. El rastro nos lleva primero desde las partículas de polvo interplanetario hasta las partículas de polvo interplanetario condríticas. Los científicos planetarios clasifican las condritas desplazadas internas en términos de su grado decreciente de oxidación, de modo que se dividen en tres grupos principales: las condritas carbonosas, las ordinarias y las enstatitas. Como su nombre lo indica, las condritas carbonosas son ricas en carbono y muchas tienen anomalías en las abundancias isotópicas de H, C, N y O. [41] Desde las condritas carbonosas, seguimos el rastro hasta los materiales más primitivos. Están casi completamente oxidados y contienen los elementos con la temperatura de condensación más baja (elementos "volátiles") y la mayor cantidad de compuestos orgánicos. Por lo tanto, se cree que las partículas de polvo con estos elementos se formaron en la vida temprana del Sistema Solar. Los elementos volátiles nunca han experimentado temperaturas superiores a 500 K, por lo tanto, la "matriz" del grano IDP consiste en algún material muy primitivo del Sistema Solar. Este escenario es cierto en el caso del polvo de cometa. [42] La procedencia de la pequeña fracción que es polvo de estrellas (ver arriba) es bastante diferente; Estos minerales interestelares refractarios se condensan térmicamente dentro de las estrellas, se convierten en un pequeño componente de la materia interestelar y, por tanto, permanecen en el disco planetario presolar. Las huellas de daños nucleares son causadas por el flujo de iones de las erupciones solares. Los iones del viento solar que impactan sobre la superficie de la partícula producen bordes amorfos dañados por la radiación en la superficie de la partícula. Y los núcleos espalogénicos son producidos por los rayos cósmicos galácticos y solares. Una partícula de polvo que se origina en el cinturón de Kuiper a 40 UA tendría muchas más densidad de huellas, bordes amorfos más gruesos y dosis integradas más altas que una partícula de polvo que se origina en el cinturón de asteroides principal.
Según estudios de modelos informáticos de 2012 , las moléculas orgánicas complejas necesarias para la vida ( moléculas orgánicas extraterrestres ) pueden haberse formado en el disco protoplanetario de granos de polvo que rodean al Sol antes de la formación de la Tierra . [43] Según los estudios informáticos, este mismo proceso también puede ocurrir alrededor de otras estrellas que adquieren planetas . [43]
En septiembre de 2012, los científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) , sometidos a condiciones del medio interestelar (ISM) , se transforman, mediante hidrogenación , oxigenación e hidroxilación , en compuestos orgánicos más complejos : "un paso en el camino hacia los aminoácidos y nucleótidos" . , las materias primas de las proteínas y del ADN , respectivamente". [44] [45] Además, como resultado de estas transformaciones, los HAP pierden su firma espectroscópica , lo que podría ser una de las razones "de la falta de detección de HAP en los granos de hielo interestelar , particularmente en las regiones exteriores de nubes frías y densas o las capas moleculares superiores de los discos protoplanetarios ". [44] [45]
En febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos muy mejorada [46] [47] para detectar y monitorear hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH) en el universo . Según los científicos de la NASA , más del 20% del carbono del Universo puede estar asociado a HAP, posibles materiales de partida para la formación de la vida . [47] Los HAP parecen haberse formado poco después del Big Bang , son abundantes en el Universo, [48] [49] [50] y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas . [47]
En marzo de 2015, los científicos de la NASA informaron que, por primera vez, se habían formado en el laboratorio, en condiciones del espacio exterior , compuestos orgánicos complejos de ADN y ARN de la vida , incluidos uracilo , citosina y timina , utilizando sustancias químicas de partida, como la pirimidina , encontrada. en meteoritos . Según los científicos , la pirimidina, al igual que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH), la sustancia química más rica en carbono que se encuentra en el Universo , puede haberse formado en gigantes rojas o en nubes de polvo y gas interestelares. [51]
El Sistema Solar tiene su propia nube de polvo interplanetaria , al igual que los sistemas extrasolares. Existen diferentes tipos de nebulosas con diferentes causas y procesos físicos: nebulosa difusa , nebulosa de reflexión infrarroja (IR) , remanente de supernova , nube molecular , regiones HII , regiones de fotodisociación y nebulosa oscura .
La distinción entre esos tipos de nebulosas es que están en juego diferentes procesos de radiación. Por ejemplo, las regiones H II, como la Nebulosa de Orión , donde tiene lugar gran parte de la formación estelar, se caracterizan como nebulosas de emisión térmica. Los restos de supernova, por el contrario, como la Nebulosa del Cangrejo , se caracterizan por tener emisiones no térmicas ( radiación sincrotrón ).
Algunas de las regiones polvorientas más conocidas del Universo son las nebulosas difusas del catálogo Messier, por ejemplo: M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 . [52]
Algunos catálogos de polvo más grandes son Sharpless (1959) Catálogo de regiones HII, Lynds (1965) Catálogo de nebulosas brillantes, Lynds (1962) Catálogo de nebulosas oscuras, van den Bergh (1966) Catálogo de nebulosas de reflexión, Green (1988) Rev. Referencia Cat. de SNR galácticas, el Centro Nacional de Datos de Ciencias Espaciales (NSSDC), [53] y los catálogos en línea de CDS. [54]
La misión Stardust del programa Discovery , fue lanzada el 7 de febrero de 1999 para recoger muestras de la coma del cometa Wild 2 , así como muestras de polvo cósmico. Devolvió muestras a la Tierra el 15 de enero de 2006. En 2007, se anunció la recuperación de partículas de polvo interestelar de las muestras. [55]
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