Los granos presolares son materia sólida interestelar en forma de diminutos granos sólidos que se originaron en una época anterior a la formación del Sol . Los granos presolares se formaron dentro de los gases que emanaban y se enfriaban de estrellas presolares anteriores. El estudio de los granos presolares se considera generalmente parte del campo de la cosmoquímica y la meteorítica .
La nucleosíntesis estelar que tuvo lugar dentro de cada estrella presolar le otorga a cada gránulo una composición isotópica única para 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 son la huella de procesos nucleares astrofísicos muy específicos [1] que tuvieron lugar dentro de la estrella madre o del 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, de erupciones de supernovas , que se acumularon en la nebulosa solar temprana y permanecen en meteoritos condríticos relativamente inalterados . Como se acumularon antes de la formación del Sistema Solar, deben ser presolares . Los granos presolares también existen en el medio interestelar . [4] Los investigadores ocasionalmente usan 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 a granel de un meteorito dentro de un espectrómetro de masas , para 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 los isótopos de xenón atrapados. [7] Se presentaron especulaciones competitivas sobre los orígenes de los componentes isotópicos del xenón, todo 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. Argumentó que dichos granos existen en todo el medio interestelar. [8] [9] Los primeros artículos de Clayton que utilizaron esa idea en 1975 describían un medio interestelar poblado de granos de supernova 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 descubrirían: polvo estelar de estrellas gigantes rojas, sunocons (acrónimo de SU por NO va CON densates) de supernovas , nebcons de condensación nebular por acreción de átomos y moléculas gaseosos de nubes frías, y novacons de condensación de novas . [8] A pesar del vigoroso y continuo desarrollo activo de esta imagen, las sugerencias de Clayton no fueron respaldadas por otros durante una década hasta que se descubrieron dichos granos dentro de los meteoritos.
La primera consecuencia inequívoca de la existencia de granos presolares en el interior de los meteoritos provino del laboratorio de Edward Anders en Chicago [11] , quien descubrió mediante espectrometría de masas tradicional que las abundancias isotópicas de xenón contenidas en un residuo carbonoso insoluble en ácido que quedaba después de que la masa del meteorito se hubiera disuelto en ácidos coincidían casi exactamente con las predicciones para el xenón isotópico en el condensado de polvo de la gigante roja [9] . Entonces parecía seguro que los granos presolares estaban contenidos en el 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. A esto le 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 han intentado desarrollar sondas de iones de pulverización catódica para demostrar un instrumento de este tipo, pero las sondas de iones contemporáneas debían ser mucho mejores desde el punto de vista tecnológico.
En 1987 se descubrió que los granos de diamante [12] y de carburo de silicio [13] existían en abundancia en esos mismos residuos insolubles en ácido y que también contenían grandes concentraciones de gases nobles. A su vez, se midieron anomalías isotópicas significativas 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 presolar está fechado en 1987. [13] Medir las proporciones de abundancia isotópica de los elementos estructurales (por ejemplo, silicio en un grano de SiC) en granos presolares microscópicos había requerido dos pasos tecnológicos y científicos difíciles: 1) localizar granos presolares de tamaño micrométrico dentro de la abrumadora masa del meteorito; 2) desarrollar la tecnología SIMS a un nivel suficientemente alto para medir las proporciones de abundancia isotópica dentro de granos de tamaño micrométrico. 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 antiguos que el Sol de la Tierra, de 4.600 millones de años, lo que convierte a los granos en el material sólido más antiguo jamás descubierto en la Tierra. [17] [18]
Los granos presolares son la materia sólida que estaba contenida en el gas interestelar antes de que se formara el Sol. El componente presolar se puede identificar en el laboratorio por sus abundancias isotópicas anormales y consiste en 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 ha llegado a significar granos presolares encontrados en meteoritos, de los cuales el 99% son polvo de estrellas . Muchos otros tipos de polvo cósmico no han sido detectados en meteoritos. Los granos presolares comprenden solo alrededor del 0,1 por ciento de la masa total de materia particulada encontrada en meteoritos. Dichos 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 el meteorito que los envuelve requieren que sean anteriores al Sistema Solar . La cristalinidad de esos cúmulos varía desde cristales de carburo de silicio de tamaño micrométrico (hasta 10 13 átomos), hasta la del diamante de tamaño nanométrico (alrededor de 1000 átomos), y cristales de grafeno sin capas de menos de 100 átomos. Los granos refractarios lograron sus estructuras minerales condensándose térmicamente dentro de los gases en expansión y enfriamiento lento de las supernovas y de las estrellas gigantes rojas . [20]
Los granos presolares se investigan utilizando microscopios electrónicos de barrido o de transmisión (SEM/TEM) y métodos de espectrometría 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 solo unos pocos nanómetros y, por lo tanto, 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 el momento 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 grandes excesos de calcio-44 , un isótopo estable del calcio que normalmente compone solo 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 radionúclido extinto titanio-44 , un isótopo del titanio que se forma en abundancia en supernovas de tipo II como SN 1987A después de la captura rápida de cuatro partículas alfa por 28 Si, después de que comience normalmente el proceso de quema de silicio y antes de la explosión de la supernova. [31] Sin embargo, 44 Ti tiene una vida media de solo 59 años, y por lo tanto pronto se convierte por completo en 44 Ca. También se han detectado excesos de los 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) en dichos granos. 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 gigantes sintóticas (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 crearon en diferentes momentos (y lugares) en la Vía Láctea primitiva , el conjunto de partículas recolectadas proporciona 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 bajo las cuales se condensaron, y sobre los eventos posteriores a su formación. [33] Por ejemplo, considere las gigantes rojas , que producen gran parte del carbono en nuestra galaxia. Sus atmósferas son lo suficientemente frías para que se produzcan procesos de condensación, lo que resulta en la precipitación de partículas sólidas (es decir, aglomeraciones de múltiples átomos 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 acumulen en moléculas más complejas. Estos fragmentos sólidos de materia luego se inyectan en el medio interestelar por presión de radiación . Por lo tanto, las partículas que llevan la firma de la nucleosíntesis estelar proporcionan información sobre (i) los procesos de condensación en atmósferas de gigantes rojas, (ii) los procesos de radiación y calentamiento en el medio interestelar , y (iii) los tipos de partículas que transportaron los elementos de los que estamos hechos, a través de la galaxia hasta el Sistema Solar. [34]
