Polvo cósmico

Polvo espacial (a veces denominado "micrometeoritos"): polvo que se encuentra en el espacio o que cae a la Tierra desde el espacio. El tamaño de sus partículas va desde varias moléculas hasta 0,2 micras . Según diversas estimaciones, de 60 a 100 toneladas de polvo cósmico se asientan en la superficie de la Tierra todos los días, lo que en términos de un año es de 25 a 40 mil toneladas [2] [3] .

El polvo del sistema solar incluye polvo de cometas, polvo de asteroides , polvo del cinturón de Kuiper y polvo interestelar que atraviesa el sistema solar. La densidad de la nube de polvo a través de la cual pasa la Tierra es de aproximadamente 10 −6 partículas de polvo por m 3 [4] . En el sistema solar , el polvo interplanetario crea un efecto conocido como luz zodiacal .

El polvo espacial contiene algunos compuestos orgánicos (sólidos orgánicos amorfos con una estructura mixta aromática - alifática ) que pueden formarse rápidamente de forma natural [5] [6] [7] . Una pequeña parte del polvo cósmico es "polvo de estrellas": minerales refractarios que quedan de la evolución estelar.

Las muestras de polvo interestelar fueron recolectadas por la nave espacial Stardust y traídas a la Tierra en 2006 [8] [9] [10] [11] .

Definición y clasificación

En el artículo de enero de 2010 de Meteoritics & Planetary Science "Meteorite and Meteoroid: New Complete Definitions" [12] , los autores propusieron la siguiente definición a la comunidad científica:

Polvo cósmico (Partícula de polvo interplanetario (IDP)): partículas de menos de 10 micras que se mueven en el espacio interplanetario. Si tales partículas se fusionan posteriormente con grandes cuerpos de origen natural o artificial, continúan denominándose "polvo cósmico".

El polvo cósmico se puede distinguir por su posición relativa a los objetos astronómicos, por ejemplo: polvo intergaláctico , polvo galáctico [13] , polvo interestelar , polvo circunplanetario , nubes de polvo alrededor de las estrellas y componentes principales del polvo interplanetario en nuestro complejo de polvo zodiacal (observado en luz visible como luz zodiacal ): polvo de asteroides, polvo de cometas y algunos aditivos menos significativos: polvo del cinturón de Kuiper , polvo interestelar que atraviesa el sistema solar y meteoroides beta . El polvo interestelar se puede observar en forma de nubes oscuras o claras ( nebulosas )

En el sistema solar , la materia de polvo no se distribuye uniformemente, sino que se concentra principalmente en nubes de polvo (heterogeneidades) de diferentes tamaños. Esto se estableció, en particular, durante el eclipse solar total del 15 de febrero de 1961, utilizando equipos ópticos montados en un cohete sonda del Instituto de Geofísica Aplicada para medir el brillo de la corona exterior en el rango de altitud de 60-100 km por encima La superficie de la tierra.

Importancia e investigación

El polvo cósmico ha sido durante mucho tiempo una fuente de molestia para la comunidad astronómica, ya que interfiere con las observaciones de los objetos espaciales. Con el comienzo de la era de la astronomía infrarroja , se notó que las partículas de polvo cósmico son componentes importantes de los procesos astrofísicos, y su análisis proporcionará información sobre fenómenos como la formación del sistema solar [14] . El polvo cósmico puede desempeñar un papel importante en las primeras etapas de la formación de estrellas y estar involucrado en la formación de futuros planetas. En el Sistema Solar, el polvo cósmico juega un papel importante en la aparición del efecto de luz zodiacal, los radios de los anillos de Saturno , los sistemas de anillos de Júpiter , Saturno, Urano y Neptuno , y en los cometas .

Actualmente, la investigación del polvo cósmico es un campo interdisciplinario, que incluye la física ( física del estado sólido , electromagnetismo , física de superficie, física estadística , física térmica ), teoría fractal , química , meteoritos , así como todas las ramas de la astronomía y la astrofísica [15] . Estas áreas de investigación formalmente no relacionadas se juntan porque las partículas de polvo espacial pasan por un ciclo evolutivo que incluye cambios químicos, físicos y dinámicos. En la evolución del polvo cósmico, los procesos de evolución del Universo en su conjunto están así "impresos".

Cada partícula de polvo cósmico tiene características individuales, como velocidad inicial , propiedades del material, temperatura , campo magnético, etc., y un ligero cambio en cualquiera de estos parámetros puede dar lugar a diferentes escenarios para el "comportamiento" de esta partícula. Al usar los métodos apropiados, puede obtener información sobre el origen de este objeto y cuál es el entorno intermedio.

Métodos de detección

El polvo cósmico se puede detectar por métodos indirectos, incluido el análisis de las características electromagnéticas de sus partículas.

El polvo espacial también se puede detectar directamente ("in situ") utilizando una variedad de métodos de recolección. Según diversas estimaciones, de 5 a 300 toneladas de materia extraterrestre por día ingresan a la atmósfera terrestre [16] [17] .

Se han desarrollado métodos para recolectar muestras de polvo cósmico en la atmósfera terrestre. Entonces, la NASA recolecta utilizando colectores de placas colocados debajo de las alas de los aviones que vuelan en la estratosfera . Las muestras de polvo cósmico también se recogen de depósitos superficiales de grandes masas de hielo (en la Antártida y el Ártico ) y de depósitos de aguas profundas.

Otra fuente de polvo cósmico son los meteoritos , que contienen polvo de estrellas. Las partículas de polvo de estrellas son piezas de material duro y refractario, reconocibles por su composición isotópica, que solo pueden estar contenidas en estrellas en evolución antes de ingresar al medio interestelar . Estas partículas se condensaron a partir de la materia estelar a medida que se enfriaba al salir de la estrella.

Las estaciones interplanetarias automáticas se utilizan para recolectar partículas de polvo cósmico en el espacio interplanetario . Los detectores de polvo se han utilizado en las misiones de estaciones como HEOS-2 , Helios , Pioneer-10 , Pioneer-11 , Giotto , Galileo y Cassini , LDEF , EURECA y los satélites cercanos a la Tierra Gorid. Algunos científicos han utilizado la Voyager 1 y la Voyager 2 como una especie de sonda Langmuir gigante . Actualmente, los detectores de polvo están instalados en las naves espaciales Ulysses , PROBA , Rosetta , Stardust y New Horizons . Las muestras de polvo cósmico recolectadas tanto en la Tierra como en el espacio se almacenan en instalaciones de almacenamiento especiales. Uno de ellos está ubicado en el Centro Lyndon Johnson de la NASA en Houston .

Las altas velocidades (del orden de 10-40 km/s) dificultan la captura de partículas de polvo cósmico. Por lo tanto, se están desarrollando detectores de polvo cósmico para medir parámetros asociados con el impacto de partículas de alta velocidad y para determinar las propiedades físicas de las partículas (generalmente masa y velocidad ) a través de la calibración de laboratorio . Junto con estos, los detectores de polvo también midieron características como el destello de luz de impacto, la señal acústica y la ionización de impacto. El detector de polvo de Stardust pudo capturar partículas de polvo intactas en el aerogel de baja densidad .

Una buena oportunidad para estudiar el polvo cósmico proviene de las observaciones en el espectro infrarrojo, en particular, con el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA, el telescopio infrarrojo más grande que opera en la órbita terrestre. Durante su misión, Spitzer adquirió imágenes y espectros de radiación térmica emitida por objetos espaciales en el rango de 3 a 180 micrómetros. La mayor parte de esta radiación infrarroja queda atrapada en la atmósfera terrestre y no se puede observar desde la Tierra. Al analizar una serie de datos de Spitzer, se obtuvo cierta evidencia de que el polvo cósmico se forma cerca de un agujero negro supermasivo [18] .

Otro mecanismo para detectar polvo cósmico es la polarimetría . Dado que las partículas no son esféricas y tienden a enderezar los campos magnéticos interestelares , polarizan la luz de las estrellas que pasa a través de las nubes de polvo. Para las regiones cercanas del espacio interestelar, se utilizó polarimetría óptica de alta precisión para determinar la estructura del polvo en la Burbuja Local (una región de gas caliente enrarecido dentro del Brazo de Orión en nuestra Galaxia) [19] .

En 2019, los investigadores descubrieron polvo interestelar en la Antártida que se cree que se originó en la Nube Interestelar Local . La presencia de polvo interestelar en la Antártida se reveló midiendo los radionucleidos 60 Fe y 53 Mn utilizando espectrometría de masas de alta sensibilidad [20] .

Propiedades electromagnéticas

Las partículas de polvo cósmico interactúan con la radiación electromagnética , mientras que la naturaleza de la radiación reflejada depende de características de las partículas tales como tamaño, sección transversal, estructura, índices de refracción , longitud de onda de la radiación electromagnética , etc. Las características de la radiación de polvo cósmico permiten comprender si la absorción tiene lugar la dispersión o polarización de la radiación.

La dispersión y atenuación ("oscurecimiento") de la radiación proporciona información útil sobre el tamaño de las partículas de polvo. Por ejemplo, si cualquier objeto cósmico en un rango determinado se ve más brillante que en otro, esto nos permite sacar una conclusión sobre el tamaño de las partículas.

La dispersión de la luz de las partículas de polvo en fotografías de larga exposición es claramente visible en el caso de las nebulosas de reflexión (nubes de gas y polvo iluminadas por una estrella) y da una idea de las características ópticas de las partículas individuales. Los estudios de dispersión de rayos X por el polvo interestelar sugieren que las fuentes astronómicas de rayos X tendrán halos difusos debido al polvo [22] .

Algunas otras propiedades

El polvo cósmico está compuesto de micropartículas que pueden fusionarse en fragmentos más grandes de forma irregular cuya porosidad varía ampliamente. La composición, el tamaño y otras propiedades de las partículas dependen de su ubicación y, en consecuencia, el análisis de la composición de las partículas de polvo puede indicar su origen. El polvo interestelar, las partículas de polvo en las nubes interestelares y el polvo circunestelar son diferentes en sus características. Por ejemplo, las partículas de polvo en las densas nubes interestelares a menudo tienen un "manto" helado y son, en promedio, más grandes que las partículas de polvo del medio interestelar enrarecido. Las partículas de polvo interplanetario tienden a ser aún más grandes.

La mayor parte de la materia extraterrestre que se deposita en la superficie terrestre son meteoroides con un diámetro de 50 a 500 micrómetros y una densidad media de 2,0 g/cm 3 (con una porosidad de alrededor del 40%). La densidad de las partículas de polvo interplanetario capturadas en la estratosfera de la Tierra oscila entre 1 y 3 g/cm 3 con un valor medio de unos 2,0 g /cm 3 [23] .

Se han encontrado moléculas de CO , carburo de silicio , silicatos , hidrocarburos aromáticos policíclicos , hielo y poliformaldehído en el polvo circunestelar (también hay evidencia de la presencia de partículas de silicato y carbono en el medio interestelar). El polvo de los cometas tiende a ser diferente del polvo de los asteroides . El polvo de asteroide se parece a los meteoritos de condrita carbonácea . El polvo cometario tiene una composición similar a las partículas interestelares, que pueden incluir silicatos, hidrocarburos aromáticos policíclicos y hielo .

Polvo de estrellas

El término "polvo de estrellas" se refiere a partículas de polvo refractario que se formaron a partir de gases expulsados ​​por objetos protoestelares hacia la nube a partir de la cual se formó el sistema solar [24] . Las partículas de polvo de estrellas (también llamadas granos presolares en meteoritos [25] ) se encuentran en los meteoritos. Stardust ha sido un componente del polvo en el medio interestelar desde el comienzo de la formación del sistema solar , hace más de cuatro mil millones de años, antes de entrar en la composición de los meteoritos. Las llamadas condritas carbonáceas son las fuentes más ricas de polvo de estrellas.

Sobre la base de estudios de laboratorio, se ha identificado una gran cantidad de diferentes tipos de polvo de estrellas. Es posible que estas partículas refractarias estuvieran previamente recubiertas de compuestos volátiles que se pierden cuando el meteorito se disuelve en ácidos , dejando únicamente minerales refractarios insolubles. Buscar polvo de estrellas sin disolver la mayor parte del meteorito es un proceso que requiere mucho tiempo.

Los estudios de la concentración de isótopos de varios elementos químicos en el polvo estelar han permitido descubrir muchos aspectos nuevos de la nucleosíntesis [26] . Las propiedades importantes del polvo de estrellas son características como la dureza, la infusibilidad y la presencia de rastros de exposición a altas temperaturas. Los componentes comunes de las partículas son el carburo de silicio , el grafito , la alúmina , la espinela y otros sólidos que se condensan a altas temperaturas a partir del enfriamiento del gas en un viento estelar o en la expansión de una supernova . El polvo de estrellas tiene una composición muy diferente de las partículas formadas a bajas temperaturas en el medio interestelar.

La composición isotópica del polvo estelar no parece existir en el medio interestelar, lo que indica que el polvo estelar se condensa a partir del gas de estrellas individuales antes de que los isótopos derivados de las estrellas se mezclen con el medio interestelar. Esto permite identificar las estrellas originales. Por ejemplo, los elementos pesados ​​en partículas de carburo de silicio (SiC) son isótopos prácticamente puros del proceso s- , lo que corresponde a su condensación en gigantes rojas de la rama asintótica , ya que las estrellas de esta rama son la principal fuente de nucleosíntesis y sus atmósferas. , según las observaciones, están muy enriquecidas en nucleidos derivados del proceso s- .

Otro ejemplo son los llamados condensados ​​de supernova, abreviados en la literatura inglesa como SUNOCON (de SUPERNOva CONdensate [27] ) para distinguirlos de otro tipo de polvo estelar condensado en atmósferas estelares. Los condensados ​​de supernova contienen una cantidad anormalmente grande del isótopo 44 Ca [28] , lo que indica que se condensaron en una atmósfera que contenía una gran cantidad del isótopo radiactivo 44 Ti , cuya vida media es de 65 años. Por lo tanto, los núcleos radiactivos de 44 Ti todavía estaban "vivos" durante el período de condensación dentro del interior en expansión de la supernova, pero se extinguieron como radionucleidos (en particular, 44 Ca) después del tiempo requerido para mezclarse con el gas interestelar. Este descubrimiento confirmó la predicción [29] de 1975 de que los condensados ​​de supernova podrían identificarse de esta manera. El contenido de carburo de silicio en el polvo estelar del condensado de supernova es solo el 1% del contenido de carburo de silicio en el polvo estelar de la rama gigante asintótica.

El polvo de estrellas (tanto los condensados ​​de supernova como el polvo de estrellas de ramas gigantes asintóticas ) es solo una pequeña parte del polvo cósmico: menos del 0,1% de la masa de toda la materia sólida interestelar, pero los estudios de polvo estelar son de gran interés, especialmente en el estudio de evolución estelar y nucleosíntesis .

El estudio del polvo de estrellas permite analizar sustancias que existían antes de la formación de la Tierra [30] , lo que alguna vez se consideró imposible, especialmente en la década de 1970, cuando la opinión predominante era que el sistema solar comenzó como una nube de gas caliente [ 31] , en el que no hubo partículas sólidas evaporadas a alta temperatura. La existencia de polvo de estrellas permitió refutar esta hipótesis.

Formación de polvo

Las partículas de polvo grandes parecen tener una estructura compleja, incluidos núcleos refractarios que se condensan dentro de la eyección estelar, con capas que se forman a medida que ingresan a las densas y frías nubes interestelares. Los modelos informáticos del crecimiento cíclico y la destrucción de partículas fuera de las nubes han demostrado que estos núcleos viven mucho más que la masa de polvo en su conjunto [32] [33] . Estos núcleos incluyen principalmente partículas de silicio que se condensan en las atmósferas de las frías gigantes rojas ricas en oxígeno y partículas de carbono que se condensan en las atmósferas de las frías estrellas de carbono . Las gigantes rojas que evolucionaron o abandonaron la secuencia principal y entraron en la fase de estrella gigante son la principal fuente de núcleos refractarios de partículas de polvo. Estos núcleos refractarios también se denominan "polvo de estrellas" (consulte la sección anterior), un término para una pequeña cantidad de polvo cósmico que se condensa en las corrientes de gas estelar durante el período en que se agotan las últimas estrellas. Un pequeño porcentaje de los núcleos refractarios de las partículas de polvo se condensan en los interiores en expansión de las supernovas, que son una especie de cámaras de descompresión del espacio. En los meteoritos , el polvo estelar refractario extraído de los meteoritos a menudo se denomina "polvo presolar", pero los meteoritos contienen solo una pequeña fracción de todo el polvo presolar. El polvo de estrellas se condensa dentro de las estrellas en condiciones cualitativamente diferentes a las de la mayor parte del polvo cósmico, que se forma en las nubes moleculares oscuras de la galaxia. Estas nubes moleculares son muy frías, por lo general menos de 50 K, por lo que muchos tipos de hielo solo pueden condensarse en partículas de polvo cuando se destruyen o dividen por radiación y sublimación en un estado gaseoso. Después de que se formó el sistema solar, muchas de las partículas de polvo interestelar sufrieron cambios adicionales a través de fusiones y reacciones químicas en el disco de acreción planetario. La historia de varios tipos de partículas en la etapa temprana de la formación del sistema solar se ha estudiado bastante mal hasta ahora.

Se sabe que el polvo cósmico se forma en las capas de estrellas de evolución tardía a partir de ciertas estructuras observables. La radiación infrarroja a una longitud de onda de 9,7 micrones es un signo de la presencia de polvo de silicio en estrellas gigantes ricas en oxígeno evolucionadas frías. La emisión a 11,5 µm indica la presencia de polvo de carburo de silicio. Esto da motivos para afirmar que pequeñas partículas de polvo de silicio se originaron en las capas exteriores de estas estrellas [34] [35] .

Las condiciones en el espacio interestelar generalmente no favorecen la formación de núcleos de silicio de partículas de polvo, por lo que lleva mucho tiempo, si es que es posible. Los cálculos muestran que, dado el diámetro típico observado de una partícula de polvo y la temperatura del gas interestelar, la formación de partículas interestelares puede requerir un tiempo superior a la edad del Universo [36] . Por otro lado, se puede observar que las partículas de polvo se formaron hace relativamente poco tiempo en las inmediaciones de estrellas vecinas, en eyecciones de nuevas y supernovas , así como estrellas variables del tipo R corona R , que, al parecer, expulsan nubes discretas. que contienen gas y polvo. Así, las estrellas pierden masa donde se forman los núcleos refractarios de las partículas de polvo.

La mayor parte del polvo cósmico del sistema solar es polvo que ha sufrido múltiples transformaciones desde el material original del "edificio" del sistema solar, que posteriormente se concentró en planetesimales , y el resto de materia sólida ( cometas y asteroides ), transformada durante el colisiones de estos cuerpos. En la historia de la formación del sistema solar, el elemento más común fue (y sigue siendo) hidrógeno  - H 2 . Elementos químicos como el magnesio , el silicio y el hierro , que son los componentes principales de los planetas terrestres , se condensan en estado de fase sólida a las temperaturas más altas del disco planetario. Algunas moléculas, como CO, N 2 , NH 3 y oxígeno libre , existían en forma gaseosa. Algunos elementos y compuestos, como el grafito (C) y el carburo de silicio, se condensan en partículas sólidas en el disco planetario; pero las partículas de carbono y carburo de silicio que se encuentran en los meteoritos, en base a su composición isotópica, son presolares y no aparecieron durante la formación del disco planetario. Algunas moléculas formaron compuestos orgánicos complejos, mientras que otras moléculas formaron capas de hielo congeladas que podrían cubrir los núcleos "refractarios" (Mg, Si, Fe) de las partículas de polvo. El polvo de estrellas es una excepción a la tendencia general, ya que se condensa dentro de las estrellas para formar minerales cristalinos refractarios. La condensación de grafito ocurre dentro del interior de una supernova a medida que se expande y se enfría, y esto ocurre incluso en un gas que contiene más oxígeno que carbono [37] . Son posibles propiedades químicas similares del carbono en el entorno radiactivo de las supernovas. Este ejemplo de formación de polvo merece una consideración especial [38] .

La formación de discos planetarios de precursores moleculares estuvo determinada en gran medida por la temperatura de la nebulosa solar. Dado que la temperatura de la nebulosa solar disminuyó con la distancia al Sol en formación, es posible determinar el origen de una partícula de polvo en función de su composición. Algunos materiales de partículas de polvo solo se pueden obtener a altas temperaturas, mientras que otros materiales a temperaturas mucho más bajas. A menudo, una sola partícula de polvo contiene componentes que 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 (se ha acumulado en el Sol, se ha escapado al espacio interestelar o se ha convertido en parte de planetas, asteroides o cometas).

Debido a su alto grado de transformación, las partículas de polvo interplanetario son mezclas de grano fino que consisten en miles o millones de partículas minerales y componentes amorfos . Es posible representar una partícula de este tipo como una "matriz" de material con elementos "incrustados" que se formaron en diferentes momentos y en diferentes lugares de la nebulosa solar, así como antes de su formación. Ejemplos de elementos "incrustados" en el polvo cósmico son partículas de vidrio intercaladas con metales y sulfuros , cóndrulos y CAI .

De la Nebulosa Solar a la Tierra

Los planetólogos clasifican las partículas de condrita según el grado de oxidación del hierro que contienen: enstatita (E), ordinaria (O) y carbonosa (C). Como sugiere su nombre, las condritas carbonáceas son ricas en carbono y muchas de ellas tienen anomalías en las abundancias isotópicas de hidrógeno , nitrógeno , carbono y oxígeno . Junto con las condritas carbonáceas, hay partículas de polvo cósmico, que contienen elementos con la temperatura de condensación más baja (elementos "volátiles") y la mayor cantidad de compuestos orgánicos. Se supone que estas partículas de polvo se formaron en la etapa inicial de la formación del sistema solar. Los elementos "volátiles" no estaban a temperaturas superiores a 500 K, por lo que la "matriz" de partículas de polvo interplanetarias consiste en algún material muy "primitivo". Este escenario es válido en el caso del polvo cometario [39] . El origen de la fracción fina, que es polvo de estrellas (ver arriba), es completamente diferente; estos son minerales refractarios formados dentro de las estrellas, que se convierten en componentes de la materia interestelar y permanecen en el disco planetario en formación. El flujo de iones de las erupciones solares deja rastros en las partículas. Los iones del viento solar que actúan sobre la superficie de la partícula generan radiación amorfa deformada por discos en la superficie de la partícula, y los rayos cósmicos galácticos y solares generan núcleos espalogénicos. Una partícula de polvo que se origina en el cinturón de Kuiper a 40 unidades astronómicas del Sol tendrá una densidad de estela mucho más alta y dosis de radiación integrada más altas que las partículas de polvo que se originan en el cinturón principal de asteroides.

Las simulaciones por computadora en 2012 mostraron que las moléculas orgánicas complejas necesarias para el surgimiento de la vida ( moléculas orgánicas extraterrestres ) podrían haberse formado en un disco protoplanetario a partir de partículas de polvo que rodeaban al Sol antes de la formación de la Tierra [40] . Procesos similares pueden ocurrir alrededor de otras estrellas con sistemas planetarios [40] .

En septiembre de 2012, científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP), expuestos a ambientes interestelares , se transforman en compuestos orgánicos más complejos mediante hidrogenación , oxigenación e hidroxilación - "un paso en el camino hacia los aminoácidos y nucleótidos, materias primas de proteínas y ADN , respectivamente” [41] [42] . Además, como consecuencia de estas transformaciones, los PAH pierden sus características espectroscópicas , lo que puede ser una de las razones de la "falta de detección de PAH en las partículas de hielo interestelar, especialmente en las regiones exteriores de las nubes frías y densas o en las regiones moleculares superiores". capas de discos protoplanetarios" [41] [42] .

En febrero de 2014, la NASA anunció una actualización de la base de datos [43] [44] para la detección y seguimiento de hidrocarburos aromáticos policíclicos en el Universo. Según funcionarios de la NASA, más del 20 % del carbono del universo puede estar asociado con los PAH, posibles materiales de partida para la formación de la vida [44] . Aparentemente, los PAH se formaron poco después del Big Bang [45] [46] [47] y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas [44] .

En marzo de 2015, los funcionarios de la NASA informaron que, por primera vez en un laboratorio en condiciones lo más cercanas posible al espacio exterior, se sintetizaron compuestos orgánicos complejos de ADN y ARN , incluidos uracilo , citosina y timina , utilizando sustancias químicas iniciales como la pirimidina que se encuentra en meteoritos. . Según los científicos, la pirimidina, la sustancia química más rica en carbono que se encuentra en el universo, puede haberse formado en gigantes rojas o en nubes interestelares de polvo y gas [48] .

Nubes de polvo en el universo

El sistema solar, al igual que otros sistemas planetarios, tiene su propia nube de polvo interplanetario . Hay varios tipos de nebulosas de gas y polvo en el Universo con diferentes características físicas y procesos: nebulosas difusas, nebulosas de reflexión infrarroja , remanentes de supernova , nubes moleculares , regiones HII, regiones de fotodisociación y nebulosas oscuras .

Las diferencias entre estos tipos de nebulosas radican en la naturaleza de la radiación que emiten. Por ejemplo, las regiones H II como la Nebulosa de Orión , donde la formación estelar es intensa, se caracterizan como nebulosas de emisión térmica. Por otro lado, los remanentes de supernova como la Nebulosa del Cangrejo se caracterizan por ser no térmicos ( radiación de sincrotrón ).

Algunas de las nebulosas polvorientas más conocidas son las nebulosas difusas del catálogo de Messier , como M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 [49] . También hay catálogos más grandes de objetos de polvo, el Catálogo Sharpless (1959). Catálogo Linds de regiones HII (1965) Catálogo Linds de nebulosas brillantes (1962), catálogo van den Berg de nebulosas oscuras (1966) Catálogo verde de nebulosas de reflexión (1988) Catálogo del Centro Nacional de Datos de Ciencias Espaciales (NSDC) de la NASA [50] y CDS Catálogos en línea [51] .

Entrega de muestras de polvo

El 7 de febrero de 1999, se lanzó Stardust , una estación interplanetaria automática, como parte del programa Discovery de la NASA para estudiar el cometa 81P/Wild y recolectar muestras de polvo cósmico . Stardust trajo muestras de polvo a la Tierra el 15 de enero de 2006. En la primavera de 2014, se anunció la recuperación de partículas de polvo interestelar a partir de muestras [52] .

Véase también

Notas

  1. ↑ Tres Bandas de Luz . Consultado el 4 de abril de 2016. Archivado desde el original el 4 de abril de 2016.
  2. ↑ 60 toneladas de polvo cósmico caen a la Tierra todos los días , Popular Science . Archivado desde el original el 16 de agosto de 2017. Consultado el 8 de diciembre de 2016.
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Literatura

Enlaces

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