Polvo cósmico
Este polvo llena todo el cosmos incluido el sistema solar, aunque su densidad es muy tenue (entendiendo aquí densidad como el número de partículas por m³), siendo más denso si es polvo cometario o de disco circumplanetario y menos denso si es polvo interestelar o intergaláctico.
La terminología no tiene una aplicación específica para describir los materiales que se encuentran en el planeta Tierra a excepción del polvo que ha caído de manera demostrable en la Tierra.
Además, tenemos que especificar si el proceso de emisividad es extinción, dispersión, absorción o polarización.
[13] El polvo cósmico puede clasificarse por su localización astronómica y su origen, diferenciándose así en: Los grandes granos del espacio interestelar son probablemente complejos, con núcleos refractarios que se condensaron dentro de flujos de salida estelares coronados por capas adquiridas durante incursiones en nubes interestelares frías y densas.
Por último, durante la formación del Sistema Solar, muchos granos de polvo interestelar se modificaron por coalescencia y reacciones químicas en el disco de acreción planetario.
Los astrónomos saben que el polvo se forma en las envolturas de estrellas evolucionadas tardíamente gracias a firmas observacionales específicas.
[18] Por otro lado, se ve que los granos se han formado recientemente en la vecindad de estrellas cercanas, en nova y supernova expulsadas, y en estrellas R Coronae Borealis variable que parecen expulsar nubes discretas que contienen tanto gas como polvo.
Durante la historia de formación del Sistema Solar, el elemento más abundante fue (y sigue siendo) H2.
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, 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, en lugar de la formación del disco planetario.
Una vez más, el polvo de estrellas constituye una excepción a la tendencia general, ya que parece estar totalmente sin procesar desde su condensación térmica en el interior de las estrellas como minerales cristalinos refractarios.
La condensación del grafito se produce en los interiores de las supernovas a medida que se expanden y enfrían, y lo hacen incluso en gases que contienen más oxígeno que carbono,[19] una sorprendente química del carbono posible gracias al intenso entorno radiactivo de las supernovas.
Algunos materiales sólo podrían haberse formado a altas temperaturas, mientras que otros materiales de los granos sólo podrían haberse formado a temperaturas mucho más bajas.
La mayor parte de la materia presente en la nebulosa solar original ha desaparecido desde entonces; arrastrada hacia el Sol, expulsada al espacio interestelar o reprocesada, por ejemplo, como parte de los planetas, asteroides o cometas.
Ejemplos de elementos incrustados en el polvo cósmico son GEMS, condrúculas e CAIs.
Estos granos se condensaron a partir de la materia estelar al enfriarse mientras abandonaba la estrella.
A lo largo de los años, los detectores de polvo han medido, entre otras cosas, el destello luminoso del impacto, la señal acústica y la ionización del impacto.
Los granos de polvo no son esféricos y tienden a alinearse con el campo magnético interestelar, polarizando preferentemente la luz estelar que atraviesa las nubes de polvo.
En el espacio interestelar cercano, donde el enrojecimiento interestelar no es lo suficientemente intenso como para ser detectado, la polarimetría óptica de alta precisión se ha utilizado para conocer la estructura del polvo dentro de la Burbuja local.
