El polvo cósmico , también llamado polvo extraterrestre , polvo espacial o polvo estelar , es polvo que se produce en el espacio exterior o que 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 (<30 μm) y los meteoroides (>30 μm). [3] 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 la medición del polvo espacial .
En el Sistema Solar , el polvo interplanetario causa la luz zodiacal . El polvo del Sistema Solar incluye polvo de cometas , polvo planetario (como el de Marte), [4] 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, [5] y la mayoría de los granos tienen una masa de entre 10 −16 kg (0,1 pg) y 10 −4 kg (0,1 g). [5] 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 . [6]
El polvo cósmico contiene algunos compuestos orgánicos complejos (sólidos orgánicos amorfos con una estructura aromática - alifática mixta ) que podrían ser creados de forma natural y rápida por las estrellas . [7] [8] [9] Una fracción más pequeña de polvo en el espacio es "polvo de estrellas", que consiste en minerales refractarios más grandes que se condensaron como materia dejada por las estrellas.
La nave espacial Stardust recogió partículas de polvo interestelar y trajo muestras a la Tierra en 2006. [10] [11] [12] [13]
El polvo cósmico alguna vez fue únicamente una molestia para los astrónomos, ya que oscurece los objetos que deseaban observar. Cuando comenzó la astronomía infrarroja , se observó que las partículas de polvo eran componentes significativos y vitales de los procesos astrofísicos. Su análisis puede revelar información sobre fenómenos como la formación del Sistema Solar. [15] Por ejemplo, el polvo cósmico puede impulsar la pérdida de masa cuando una estrella se acerca al final de su vida , desempeñar un papel en las primeras etapas de la 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 externos en 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, meteorítica , así como todas las ramas de la astronomía y la astrofísica . [17] 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 diarios de reciclaje con los que muchas personas están familiarizadas: producción, almacenamiento, procesamiento, recolección, consumo y descarte.
Las observaciones y mediciones del polvo cósmico en diferentes regiones proporcionan una importante perspectiva de los procesos de reciclaje del Universo; en las nubes del medio interestelar difuso , en las nubes moleculares , en el polvo circunestelar de los objetos estelares jóvenes y en sistemas planetarios como el Sistema Solar , donde los astrónomos consideran que el polvo se encuentra en su estado más reciclado. Los astrónomos acumulan "instantáneas" observacionales 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 que interviene y el campo magnético determinan la llegada de la partícula de polvo al detector. Un ligero cambio en cualquiera de estos parámetros puede dar lugar a un comportamiento dinámico del polvo significativamente diferente. Por lo tanto, se puede saber de dónde procede ese objeto y qué hay (en) el medio que interviene.
Existe una amplia gama de métodos para estudiar el polvo cósmico. El polvo cósmico se puede detectar mediante métodos de teledetección que utilizan las propiedades radiativas de las partículas de polvo cósmico, como la 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. Se estima que la afluencia diaria de material extraterrestre que ingresa a la atmósfera de la Tierra varía entre 5 y 300 toneladas. [18] [19]
La NASA recoge muestras de partículas de polvo estelar en la atmósfera terrestre mediante colectores de placas situados bajo las alas de aviones que vuelan por la estratosfera . También se recogen muestras de polvo de los depósitos superficiales de las grandes masas de hielo de la Tierra (Antártida y Groenlandia/Ártico) y de los sedimentos de las profundidades marinas.
Don Brownlee, de la Universidad de Washington en Seattle, fue el primero en identificar de manera confiable la naturaleza extraterrestre de las partículas de polvo recolectadas a finales de la década de 1970. Otra fuente son los meteoritos , que contienen polvo estelar extraído de ellos. Los granos de polvo estelar son piezas refractarias sólidas de estrellas presolares individuales. Se reconocen por sus composiciones isotópicas extremas, que solo 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 salir de la estrella.
En el espacio interplanetario, se han construido y volado detectores de polvo en naves espaciales planetarias, algunos están volando actualmente y se están construyendo más para volar. Las grandes velocidades orbitales de las partículas de polvo en el espacio interplanetario (normalmente 10–40 km/s) hacen que la captura de partículas intactas sea problemática. En cambio, los detectores de polvo in situ se diseñan generalmente para medir parámetros asociados con el impacto de alta velocidad de partículas de polvo en el instrumento, y luego derivar propiedades físicas de las partículas (normalmente masa y velocidad) a través de una 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 luz del impacto, la señal acústica y la ionización del impacto. Recientemente, el instrumento de polvo en 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 LDEF , EURECA y Gorid en órbita terrestre , y algunos científicos han utilizado las naves espaciales Voyager 1 y 2 como sondas gigantes Langmuir para tomar muestras directamente del polvo cósmico. En la actualidad, los detectores de polvo vuelan en las naves espaciales Ulysses , Proba , Rosetta , Stardust y New Horizons . El polvo recolectado en la Tierra o recolectado más lejos 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. Existe una gran instalación de almacenamiento de polvo cósmico en el JSC de la NASA en Houston.
La luz infrarroja puede penetrar las nubes de polvo cósmico, lo que nos permite observar las regiones de formación de estrellas y los centros de las galaxias. El telescopio espacial Spitzer de la NASA fue 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 de la Tierra y no se puede observar desde el suelo. 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. [20]
.jpg/1280px-Webb_inspects_dusty_debris_disc_around_Fomalhaut_(weic2312a).jpg)
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 pasa a través de 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 deducir la estructura del polvo dentro de la Burbuja Local . [22]
En 2019, los investigadores encontraron polvo interestelar en la Antártida que relacionaron con la Nube Interestelar Local . La detección de polvo interestelar en la Antártida se realizó mediante la medición de los radionucleidos hierro-60 y manganeso-53 mediante espectrometría de masas con acelerador de alta sensibilidad . [23]
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 la naturaleza del grano: su índice de refracción , tamaño, etc. El proceso de radiación para un grano individual se llama emisividad , que depende del factor de eficiencia del grano . Otras especificaciones con respecto 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 por difracción , y la luz dispersada hacia atrás 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 o los objetos de los datos son muchas veces más brillantes en luz visible dispersa hacia delante que en luz visible dispersa hacia atrás, se entiende que una fracción significativa de las partículas tienen un diámetro de aproximadamente un micrómetro.
La dispersión de la luz de los granos de polvo en fotografías visibles de larga exposición es bastante perceptible en las nebulosas de reflexión y proporciona pistas sobre las propiedades de dispersión de la luz de las partículas individuales. En las longitudes de onda de los rayos X, muchos científicos están investigando la dispersión de los rayos X por el polvo interestelar y algunos han sugerido que las fuentes astronómicas de rayos X poseerían halos difusos, debido al polvo. [25]
Los granos presolares se encuentran dentro de los meteoritos, de los que se extraen en laboratorios terrestres. El término "polvo de estrellas" o "polvo de estrellas presolar" se utiliza a veces para distinguir los granos de una sola estrella en comparación con las partículas de polvo interestelar agregadas, aunque esta distinción no se aplica universalmente. [26] [27] El material presolar era un componente del polvo en el medio interestelar antes de su incorporación a los meteoritos. Los meteoritos han almacenado esos granos presolares desde que los meteoritos se reunieron por primera vez dentro del disco de acreción planetaria hace más de cuatro mil millones de años. Las condritas carbonáceas son reservorios especialmente fértiles de material presolar. Los granos presolares existían por definición antes de que se formara la Tierra. Grano presolar (y, con menos frecuencia, "polvo de estrellas" o "polvo de estrellas presolar") es el término científico que se refiere a los granos de polvo refractario que se condensaron a partir de gases expulsados por enfriamiento de estrellas presolares individuales e incorporados a la nube a partir de la cual se condensó el Sistema Solar. [28]
Se han identificado muchos tipos diferentes de granos presolares mediante mediciones de laboratorio de la composición isotópica sumamente inusual de los elementos químicos que componen cada grano presolar. Es posible que estos granos minerales refractarios hayan estado recubiertos con anterioridad de compuestos volátiles, pero estos se pierden al disolver la materia del meteorito en ácidos, dejando solo minerales refractarios insolubles. Encontrar los núcleos de los granos sin disolver la mayor parte del meteorito ha sido posible, pero ha sido difícil y laborioso.
Se han descubierto muchos aspectos nuevos de la nucleosíntesis a partir de las proporciones isotópicas dentro de los granos presolares. [29] Una propiedad importante del presolar 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 de enfriamiento, como en los vientos estelares o en la descompresión del interior de una supernova . Difieren en gran medida de los sólidos formados a baja temperatura dentro del 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 los granos presolares se condensaron a partir de los gases de estrellas individuales antes de que los isótopos pudieran diluirse al mezclarse con el medio interestelar. Esto permite identificar las estrellas fuente. Por ejemplo, los elementos pesados dentro de los granos de carburo de silicio (SiC) son casi isótopos puros del proceso S , lo que encaja con su condensación dentro de los vientos de las estrellas gigantes rojas AGB , ya que las estrellas AGB son la principal fuente de nucleosíntesis del proceso S y tienen atmósferas que los astrónomos han observado que están altamente enriquecidas en elementos del proceso S extraídos.
Otro ejemplo dramático lo dan los condensados de supernova, usualmente abreviados por el acrónimo SUNOCON (de SUperNOva CONdensate [28] ) para distinguirlos de otros granos condensados dentro de atmósferas estelares. Los SUNOCON contienen en su calcio una abundancia excesivamente grande [30] 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 emanaban estaban, por lo tanto, todavía "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 [31] de 1975 de que podría ser posible identificar los SUNOCON de esta manera. Los SUNOCON de SiC (de supernovas) son solo alrededor del 1% tan numerosos como el polvo estelar de SiC de las estrellas AGB.
El polvo estelar en sí (los granos de SUNOCON y AGB que provienen de estrellas específicas) es sólo una fracción modesta del polvo cósmico condensado, y forma menos del 0,1% de la masa de los sólidos interestelares totales. El gran interés en los granos presolares se deriva de la nueva información que han 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. [32] En algún momento se creyó que esto era imposible, especialmente en la década de 1970, cuando los cosmoquímicos estaban seguros de que el Sistema Solar comenzó como un gas caliente [33] prácticamente desprovisto de sólidos restantes, que se habrían vaporizado por las altas temperaturas. La existencia de granos presolares demostró que esta imagen histórica era incorrecta.
El polvo cósmico está formado por granos de polvo que se agregan para formar partículas de polvo. Estas partículas tienen una forma irregular y una porosidad que varía de esponjosa a compacta . La composición, el tamaño y otras propiedades dependen de dónde se encuentre el polvo y, a la inversa, un análisis de la composición de una partícula de polvo puede revelar mucho sobre su origen. El polvo difuso general del medio interestelar , los granos de polvo en nubes densas , el polvo de los anillos planetarios y el polvo circunestelar tienen características diferentes. Por ejemplo, los granos en 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 (IDP) son generalmente aún más grandes.
La mayor parte de la afluencia de materia extraterrestre que cae sobre la Tierra está dominada por meteoroides con diámetros en el rango de 50 a 500 micrómetros, de densidad media de 2,0 g/cm 3 (con una porosidad de alrededor del 40%). La tasa de afluencia total de los sitios meteóricos de la mayoría de los IDP capturados en la estratosfera de la Tierra varía entre 1 y 3 g/cm 3 , con una densidad media de alrededor de 2,0 g/cm 3 . [34]
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 granos de silicato y carbono). El polvo cometario es generalmente diferente (con superposición) del polvo asteroidal . El polvo asteroidal se parece a los meteoritos condríticos carbonosos . El polvo cometario se parece a los granos interestelares que pueden incluir silicatos, hidrocarburos aromáticos policíclicos y hielo de agua.
En septiembre de 2020, se presentó evidencia de agua en estado sólido en el medio interestelar y, en particular, de hielo de agua mezclado con granos de silicato en granos de polvo cósmico. [35]
_(53057957393).jpg/1280px-Galaxy_JADES-GS-z6_in_the_GOODS-S_field-_JADES_(NIRCam_image)_(53057957393).jpg)
Los grandes granos en el espacio interestelar son probablemente complejos, con núcleos refractarios que se condensaron dentro de los flujos estelares y cubiertos por capas adquiridas durante las incursiones en las densas y frías nubes interestelares. Ese proceso cíclico de crecimiento y destrucción fuera de las nubes ha sido modelado [36] [37] para demostrar que los núcleos viven mucho más que la vida media de la masa de polvo. Esos núcleos comienzan principalmente 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 refractarios en las galaxias. Esos núcleos refractarios también se denominan polvo de estrellas (sección anterior), que es un término científico para la pequeña fracción de polvo cósmico que se condensó térmicamente dentro de los gases estelares a medida que fueron expulsados de las estrellas. Varios porcentajes de los núcleos de granos refractarios se han condensado en el interior en expansión de las supernovas, una especie de cámara de descompresión cósmica. Los meteoritistas que estudian el polvo estelar refractario (extraído de los meteoritos) a menudo lo llaman granos presolares , pero el que hay dentro de los meteoritos es solo 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 del grueso del polvo cósmico, que acumula frío sobre el polvo preexistente en las nubes moleculares oscuras de la galaxia. Esas nubes moleculares son muy frías, por lo general a menos de 50 K, de modo que el hielo de muchos tipos puede acumularse sobre los granos, en algunos casos solo para ser destruido o dividido por la radiación y la sublimación en un componente gaseoso. Finalmente, a medida que se formaba el Sistema Solar, muchos granos de polvo interestelar se modificaron aún más por coalescencia y reacciones químicas en el disco de acreción planetaria. La historia de los diversos tipos de granos en el Sistema Solar primitivo es complicada y solo se entiende parcialmente.
Los astrónomos saben que el polvo se forma en las envolturas de estrellas de evolución tardía a partir de firmas observacionales específicas. En luz infrarroja, la emisión a 9,7 micrómetros es una firma de polvo de silicato en estrellas gigantes frías y ricas en oxígeno. La emisión a 11,5 micrómetros indica la presencia de polvo de carburo de silicio en estrellas gigantes frías y ricas en carbono. Estos ayudan a proporcionar evidencia de que las pequeñas partículas de silicato en el espacio provienen de las envolturas externas expulsadas de estas estrellas. [38] [39]
Las condiciones en el espacio interestelar no son generalmente adecuadas para la formación de núcleos de silicato. Esto requeriría un tiempo excesivo para lograrse, incluso si fuera posible. Los argumentos son que: dado un diámetro de grano típico observado a , el tiempo para que un grano alcance a , y dada la temperatura del gas interestelar, tomaría considerablemente más tiempo que la edad del Universo para que se formaran los granos interestelares. [40] Por otro lado, se observa que los granos se han formado recientemente 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. Por lo tanto, la pérdida de masa de las estrellas es indudablemente donde se formaron los núcleos refractarios de los granos.
La mayor parte del polvo del Sistema Solar es polvo altamente procesado, reciclado a partir del material del que se formó el Sistema Solar y posteriormente recogido 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 la 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 condensaron 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, grafito (C) y SiC se condensarían en granos sólidos en el disco planetario; pero los granos de carbono y SiC encontrados en meteoritos son presolares en función de sus composiciones isotópicas, en lugar de provenir de la formación del disco planetario. Algunas moléculas también formaron compuestos orgánicos complejos y algunas moléculas formaron mantos de hielo congelado, que podrían recubrir los núcleos de granos "refractarios" (Mg, Si, Fe). El polvo de estrellas una vez más proporciona una excepción a la tendencia general, ya que parece estar totalmente sin procesar desde su condensación térmica dentro de las estrellas como minerales cristalinos refractarios. La condensación de grafito ocurre dentro del interior de las supernovas a medida que se expanden y se enfrían, y lo hace incluso en gas que contiene más oxígeno que carbono, [41] una sorprendente química del carbono que es posible gracias al intenso entorno radiactivo de las supernovas. Este ejemplo especial de formación de polvo ha merecido una revisión específica. [42]
La formación de moléculas precursoras en los 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 con el conocimiento de los materiales que lo componen. Algunos materiales solo podrían haberse formado a altas temperaturas, mientras que otros materiales de granos solo podrían haberse formado a temperaturas mucho más bajas. Los materiales de una sola partícula de polvo interplanetario a menudo muestran que los elementos del grano se formaron en diferentes lugares y en diferentes momentos en la nebulosa solar. La mayor parte de la materia presente en la nebulosa solar original ha desaparecido desde entonces; fue absorbida por el Sol, expulsada al espacio interestelar o reprocesada, por ejemplo, como parte de los planetas, asteroides o cometas.
Debido a su naturaleza altamente procesada, las partículas de polvo interplanetario (IDP) son mezclas de grano fino de miles a millones de granos minerales y componentes amorfos . Podemos imaginar una 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 esta. Ejemplos de elementos incrustados en el polvo cósmico son las GEMS , los cóndrulos y las CAI .
Las flechas en el diagrama adyacente muestran un camino posible desde una partícula de polvo interplanetario recolectada hasta las primeras etapas de la nebulosa solar.
Podemos seguir el rastro que se encuentra a la derecha del diagrama hasta llegar a los IDP 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 IDP condríticas en función de su grado decreciente de oxidación, de modo que se dividen en tres grupos principales: las condritas carbonosas, las ordinarias y las de enstatita. Como su nombre lo indica, las condritas carbonosas son ricas en carbono y muchas presentan anomalías en las abundancias isotópicas de H, C, N y O. [43] A partir de las condritas carbonosas, seguimos el rastro hasta llegar a los materiales más primitivos. Están casi completamente oxidados y contienen los elementos de 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 los inicios de la vida del Sistema Solar. Los elementos volátiles nunca han visto temperaturas superiores a los 500 K, por lo tanto, la "matriz" de grano del IDP consiste en algún material muy primitivo del Sistema Solar. Tal escenario es cierto en el caso del polvo de cometas. [44] 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 lo tanto, permanecen en el disco planetario presolar. Las huellas de daño nuclear son causadas por el flujo de iones de las erupciones solares. Los iones del viento solar que impactan en la superficie de la partícula producen bordes amorfos dañados por radiación en la superficie de la partícula. Y los núcleos espalogénicos son producidos por rayos cósmicos galácticos y solares. Una partícula de polvo que se origina en el Cinturón de Kuiper a 40 UA tendría muchas más veces la densidad de huellas, bordes amorfos más gruesos y dosis integradas más altas que una partícula de polvo que se origina en el cinturón principal de asteroides.
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 rodea al Sol antes de la formación de la Tierra . [45] Según los estudios informáticos, este mismo proceso también puede ocurrir alrededor de otras estrellas que adquieran planetas . [45]
En septiembre de 2012, los científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) , sometidos a condiciones de medio interestelar (ISM) , se transforman, a través de 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 el ADN , respectivamente". [46] [47] 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 externas de nubes frías y densas o en las capas moleculares superiores de los discos protoplanetarios ". [46] [47]
En febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos muy mejorada [48] [49] para detectar y monitorear hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo . Según los científicos de la NASA , más del 20% del carbono en el Universo puede estar asociado con HAP, posibles materiales de partida para la formación de la vida . [49] Los HAP parecen haberse formado poco después del Big Bang , son abundantes en el Universo, [50] [51] [52] y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas . [49]
En marzo de 2015, los científicos de la NASA informaron que, por primera vez, se han formado en el laboratorio, en condiciones del espacio exterior , compuestos orgánicos complejos de ADN y ARN de la vida , incluidos el uracilo , la citosina y la timina , utilizando sustancias químicas de partida, como la pirimidina , que se encuentra en meteoritos . La pirimidina, al igual que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP), 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, según los científicos. [53]
El Sistema Solar tiene su propia nube de polvo interplanetaria , al igual que los sistemas extrasolares. Existen distintos 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 .
Las diferencias entre estos tipos de nebulosas radican en que se producen diferentes procesos de radiación. Por ejemplo, las regiones H II, como la nebulosa de Orión , donde se produce una gran cantidad de formación estelar, se caracterizan como nebulosas de emisión térmica. Los remanentes de supernova, por otro lado, como la nebulosa del Cangrejo , se caracterizan como nebulosas de emisión no térmica ( radiación de 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 . [54]
Algunos catálogos de polvo más grandes son Sharpless (1959) A Catalogue of HII Regions, Lynds (1965) Catalogue of Bright Nebulae, Lynds (1962) Catalogue of Dark Nebulae, van den Bergh (1966) Catalogue of Reflection Nebulae, Green (1988) Rev. Reference Cat. of Galactic SNRs, The National Space Sciences Data Center (NSSDC), [55] y CDS Online Catalogs. [56]
La misión Stardust del programa Discovery fue lanzada el 7 de febrero de 1999 para recolectar muestras de la coma del cometa Wild 2 , así como muestras de polvo cósmico. Las muestras regresaron a la Tierra el 15 de enero de 2006. En 2007, se anunció la recuperación de partículas de polvo interestelar de las muestras. [57]
En 2017, Genge et al. publicaron un artículo sobre la "recolección urbana" de partículas de polvo en la Tierra. El equipo pudo recolectar 500 micrometeoritos de los tejados. El polvo se recogió en Oslo y en París, y "todas las partículas son esferulitas cósmicas dominadas por silicato (tipo S) con formas subesféricas que se forman al fundirse durante la entrada atmosférica y consisten en cristales de olivino magnésico, cristales relictos de forsterita y olivino con hierro dentro del vidrio". [58] En el Reino Unido, los científicos buscan micrometeoritos en los tejados de las catedrales, como la Catedral de Canterbury y la Catedral de Rochester . [59]
{{cite web}}: CS1 maint: bot: estado de URL original desconocido ( enlace )
