Polvo interestelar

En astronomía , el polvo interestelar (en inglés : polvo interestelar ) es un componente del medio interestelar . Es una fracción importante del polvo cósmico ( polvo cósmico ).

Representando apenas ~ 1% de la masa del medio interestelar, el polvo interestelar está formado por partículas de solo unas pocas decenas a unos pocos miles de millones de átomos, lo que corresponde a tamaños típicos de unos pocos nanómetros a ~ 0,1 micrómetros . El tamaño de una partícula puede ser excepcionalmente mucho mayor, hasta 25 µm de diámetro. La densidad del polvo interestelar es similar a la del humo del cigarrillo, es decir, para la burbuja local alrededor de 10-6 granos de polvo / m 3 , cada uno con una masa promedio de alrededor de 10-17 kg .

El polvo interestelar se diferencia en términos de:

su ubicación: polvo interplanetario , polvo cometario , granos extraídos de meteoritos ;
su composición química (se componen principalmente de hielo, carbono y una aglomeración de microgranos minerales de sílice ): polvo compuesto por hidrocarburos aromáticos policíclicos , granos carbonosos, granos de silicato, granos con capa de hielo, etc. ;
su composición isotópica , siempre muy diferente a la de los materiales ordinarios del Sistema Solar .

El polvo interestelar atenúa la luz. Disminuye la luminosidad de las estrellas aproximadamente a la mitad cada 1000 años luz . Por otro lado, atenúa solo la luz visible y no afecta a las otras longitudes de onda .

Historia

El polvo de la nube interestelar local fue detectado por primera vez sin ambigüedades en 1992, por la sonda Ulysses .

Actualmente se encuentran disponibles cuatro métodos de observación:

observación in situ mediante detectores de polvo a bordo de sondas espaciales ;
recogida y devolución de muestras;
observación de líneas de emisión infrarroja de polvo;
detección por las antenas de sondas espaciales.

Origen

El polvo interestelar está formado principalmente por estrellas que han entrado en la fase de gigante roja de su evolución. La gran mayoría de las partículas interestelares provienen de residuos de estrellas expulsados por ellas al final de su vida .

La composición del polvo está determinada principalmente por la temperatura de las estrellas madre. Algunas moléculas solo se forman a temperaturas muy altas mientras que otras se forman a temperaturas más bajas .

Según el conocimiento actual, el polvo se forma en las envolturas de las estrellas que han experimentado una evolución tardía y que tienen firmas observables específicas .
Por ejemplo, en el infrarrojo , alrededor de estrellas "frías" (estrellas gigantes ricas en oxígeno ) se observan emisiones de alrededor de 9,7 micrómetros de longitud de onda , características de los silicatos . También podemos observar emisiones alrededor de 11,5 µm , debidas al carburo de silicio , alrededor de otro tipo de estrellas frías ( estrellas gigantes ricas en carbono ).

Además, los granos se forman en la proximidad de estrellas cercanas en tiempo real; por ejemplo:

a) la eyección que proviene de novas y supernovas .
b) la estrella R Coronae Borealis que parece expulsar nubes discretas que contienen gas y polvo

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Sistema solar

Gran parte del polvo que se encuentra en el Sistema Solar se ha transformado y reciclado de objetos y cuerpos en medios interestelares. El polvo choca con frecuencia con estrellas como asteroides y cometas . Cada vez, es transformado por los nuevos componentes que componen estos cuerpos.

Características físicas

El 99% de la masa del medio interestelar está en forma de gas, el% restante está en forma de polvo.

Formulario

Las partículas que forman el polvo interestelar varían en forma.

Composición química

Oxígeno: hay de 120 a 145 átomos de oxígeno por millón de átomos de hidrógeno en los granos de polvo. Los granos contienen un pequeño porcentaje de agua (menos del 0,02%), una parte del cual se encuentra en forma de bandas de hielo. El resto del agua se incorpora a los óxidos de hierro y magnesio.
Carbono: hay de 90 a 130 átomos de carbono por millón de átomos de hidrógeno. La abundancia de carbono en la estructura del polvo interestelar es menor de lo esperado por los científicos.
Nitrógeno y azufre: hay poco o nada de nitrógeno o azufre en la composición de los granos.
Mg, Fe, Si, Ni, Cr y Mn: todos estos elementos demuestran una gran facilidad para incorporarse a los granos.
Elementos raros: en casos raros, encontramos P, Cl, As, Ar, Se, Kr, Sn y Tl, que en ocasiones se incorporan al polvo.

Los granos de polvo interestelar exhiben composiciones isotópicas extremadamente exóticas (en comparación con los materiales habituales en el Sistema Solar), que generalmente se sabe que están vinculados a los procesos nucleosintéticos que operan en las estrellas al final de su vida .

El tamaño de Bonanza, el grano presolar más grande jamás identificado (25 µm de diámetro), permitió medir la composición isotópica de un número mucho mayor de isótopos que en los otros granos: Li, B, C, N, Mg, Al , Si, S, Ca, Ti, Fe y Ni. Las grandes anomalías isotópicas encontradas para C, N, Mg, Si, Ca, Ti, Fe y Ni son típicas del material expulsado por supernovas de tipo II . El análisis TEM también muestra que el orden cristalográfico varía en la escala µm , y el análisis STEM - EDS que el grano consiste en subgranos de tamaño entre un poco menos de 10 nm y un poco más de 100 nm . Bonanza también tiene la relación inicial de 26 Al / 27 Al más alta jamás registrada, lo que no es sorprendente para un grano directamente de una supernova.

Destrucción

Los granos de polvo interestelar pueden fragmentarse por la luz ultravioleta , por evaporación , por chisporroteo y por colisiones entre sí o con otras estrellas.

El polvo también puede transformarse mediante explosiones de supernovas o novas . Además, en una nube densa está el proceso de fases gaseosas donde los fotones ultravioleta expulsan electrones energéticos de los granos en la nube .

Estudio e importancia

Desde las primeras observaciones astronómicas, el polvo interestelar es un obstáculo para los astrónomos, ya que oscurece los objetos que quieren observar. Por lo tanto, a principios de XX XX siglo , el astrónomo Edward Emerson Barnard identifica nubes oscuras dentro de la Vía Láctea.

Cuando los científicos comienzan a practicar la astronomía infrarroja, descubren que el polvo interestelar es un componente clave de los procesos astrofísicos. Es notablemente responsable de la pérdida de masa de una estrella al borde de la muerte. También juega un papel en las primeras etapas de formación de estrellas y planetas.

La evolución del polvo interestelar proporciona información sobre el ciclo de renovación de la materia estelar. Las observaciones y mediciones de este polvo, en diferentes regiones, brindan información importante sobre el proceso de reciclaje en medios interestelares , nubes moleculares y sistemas planetarios como el Sistema Solar, donde los astrónomos consideran que el polvo está en su etapa, el más reciclado.

Métodos de detección

El polvo interestelar se puede detectar mediante métodos indirectos que utilizan las propiedades radiantes de este material. También se puede detectar directamente utilizando una variedad de métodos de recolección en muchos lugares. En la Tierra, en general, caen una media de 40 toneladas diarias de materia extraterrestre. Las partículas de polvo se recolectan de la atmósfera mediante colectores planos ubicados debajo de las alas de los aviones de la NASA que pueden volar en la estratosfera. También se encuentran en la superficie de grandes masas de hielo ( Antártida , Groenlandia y el Ártico ) y en sedimentos ubicados en las profundidades del océano. También fue a fines de la década de 1970 cuando Don Brownlee, de la Universidad de Washington en Seattle , identificó la naturaleza de estas partículas extraterrestres. Los meteoritos también son otra fuente, ya que contienen polvo de estrellas.

Muchos detectores utilizan luz infrarroja para detectar polvo interestelar. De hecho, este tipo de onda de luz puede penetrar nubes de polvo interestelar, lo que nos permite observar las regiones donde se forman las estrellas y los centros de las galaxias. También es gracias al telescopio espacial Spitzer de la NASA (el telescopio infrarrojo más grande enviado al espacio) que son posibles muchas observaciones.

Stardust

La 18 de marzo de 2014Durante la 45 ª Lunar y Conferencia de Ciencia Planetaria (en) , del Jet Propulsion Laboratory (JPL), una empresa conjunta de la NASA y el Instituto de Tecnología de California (Caltech), anuncia que el aerogel del colector de la sonda espacial Stardust sería capturado , en 2000 y 2002, durante el tránsito de la sonda hacia el cometa 81P / Wild , siete granos de polvo interestelar, traídos de regreso a la Tierra en enero de 2006.

JPL confirma el anuncio el 14 de agosto de 2014.

A la confirmación le sigue la publicación de un artículo publicado al día siguiente (15 de agosto) en la revista científica estadounidense Science .

Las siete muestras son I1043.1.30.0.0 ("Orion"), I1047.1.34.0.0 ("Hylabrook"), I1003.1.40.0.0 ("Sorok"), I1044N.3, I1061N3, I1061N.4 e I1061N.5 .

Nombre de usuario	Masa	Composición	Densidad
I1043.1.30.0.0	3,1 ± 0,4 pg	Mg 2 SiO 4	baja ( 0,7 g · cm -3 )
I1047.1.34.0.0	4,0 ± 0,7 pg	Mg 2 SiO 4	baja (< 0,4 g · cm -3 )
I1003.1.40.0.0	~ 3 páginas	-	-

Rosetta

La sonda Rosetta, lanzada en 2004, analizó en 2014 el polvo interestelar emitido por el cometa 67P / Tchourioumov-Guérassimenko . En particular, detectó muchos compuestos orgánicos (incluida la glicina , un aminoácido ) así como fósforo .

Notas y referencias

(fr + en) Entrada " polvo interestelar " [html] , en TERMIUM Plus , la base de datos terminológica y lingüística del Gobierno de Canadá (consultado el 13 de noviembre de 2014)
(fr + en) Entrada "interestelar → polvo interestelar", en Magdeleine Moureau y Gerald Brace ( pref. Jean Dercourt ), Diccionario de Ciencias de la Tierra (Inglés-Francés, Francés-Inglés): Diccionario completo de ciencias de la Tierra (Inglés-Francés , Francés-inglés) , París, Technip , coll. "Publicaciones del Instituto Francés del Petróleo ",2000, XXIX-XXIV-1096 pág. ( ISBN 2-7108-0749-1 , OCLC 43653725 , aviso BnF n o b37182180d ), p. 255 leer en línea [html] (consultado el 13 de noviembre de 2014)]
(fr + en) Entrada “cósmico → polvo cósmico”, en Magdeleine Moureau y Gerald Brace, op. cit. , p. 113 leer en línea [html] (consultado el 13 de noviembre de 2014)]
(in) Frank Gyngard, Manavi Jadhav, Larry R.Nittler, Rhonda Stroud y el Sr. Ernst Zinner, " Bonanza: Un polvo de grano extremadamente amplia de una supernova " , Geochimica y Cosmochimica Acta , vol. 221,15 de enero de 2018, p. 60-86 ( DOI 10.1016 / j.gca.2017.09.002 ).
Séguin y Villeneuve 2002 , p. 262-263
"Aplicaciones de la atadura electrodinámica a los viajes interestelares" Gregory L. Matloff, Less Johnson, febrero de 2005
(en) E. Grün H. Zook, Sr. Baguhl, A. Balogh, Bame S. et al. , “ Descubrimiento de corrientes de polvo jovianas y granos interestelares por la nave espacial Ulysses ” , Nature , vol. 362,1 st 04 1993, p. 428-430 ( DOI 10.1038 / 362428a0 ).
Sterken y col. (2019) .
(en) Roberta M. Humphreys , Donald W. Strecker y EP Ney , " Observaciones espectroscópicas y fotométricas de supergigantes M en Carina " , Astrophysical Journal , vol. 172,1972, p. 75- ( DOI 10.1086 / 151329 , resumen , leer en línea ).
Evans , 1994 , p. 164-167.
Evans , 1994 , p. 147-148.
Boulanger, F .; Cox, P. y Jones, AP (2000). “Curso 7: Polvo en el medio interestelar” Astronomía espacial infrarroja, hoy y mañana : 251, página presente en qué volumen? p., F. Casoli, J. Lequeux y F. David.
(en) E. Casuso y JE Beckman, " Explicación de la función de distribución del tamaño del grano de polvo interestelar galáctico " (consultado el 2 de diciembre de 2010 )
(in) Charlene Lefevre Laurent Pagani, Bilal Ladjelate Michiel Min, Hiroyuki Hirashita Robert Zylka, " Dust Evolution in pre-stellar cores " , APARECER en las actas de la Conferencia Internacional titulada mm Universe , n o 1911.03257,14 de noviembre de 2019, p. 2 ( leído en línea , consultado el 12 de febrero de 2020 )
(en) Departamento de Astronomía de OSU, " polvo interestelar " (visitada 30 de de noviembre de, 2010 )
(in) LB D'Hendecourt , LJ Allamandola y JM Greenberg , " El enriquecimiento de elementos volátiles de partículas de polvo interplanetarias condríticas " , Astronomía y Astrofísica , vol. 152,1985, p. 130-150
(en) JM Greenberg , " Formación radical, procesamiento químico y explosión de granos interestelares " , Astrofísica y ciencia espacial (Simposio sobre astrofísica del estado sólido, University College, Cardiff, Gales, 9-12 de julio de 1974) , vol. 139,1976, p. 9–18 ( resumen , leer en línea )
James Lequeux , El medio interestelar: polvo interestelar , Les Ulis / Paris, EDP Sciences ,2002, 467 p. ( ISBN 2-86883-533-3 , leer en línea ) , pág. 168
(in) Eberhard Grün , Polvo interplanetario , Berlín, Springer,2001, 804 p. ( ISBN 3-540-42067-3 , leer en línea )
Hubert Reeves , " El origen del universo ", Horizontes filosóficos , vol. 2,1992, p. 21
(en) C. Leinert y E. Gruen (1990) "Polvo interplanetario" Física y química en el espacio (R. Schwenn y E. Marsch eds.), Pág. 204-275, Springer-Verlag.
(en) California Institute of Technology, " Spitzer Space Telescope Mission overview " (consultado el 24 de noviembre de 2010 )
(in) " 45th Lunar and Planetary Science Conference (2014): Stardust Mission and Cosmic Dust (martes, 18 de marzo de 2014) " [PDF] (consultado el 13 de noviembre de 2014 )
(en) Andrew J. Westphal , et al. , " Informe final del Stardust ISPE: Siete probables partículas de polvo interestelar " [PDF] (consultado el 13 de noviembre de 2014 )
(en) David C. Agle , Dwayne C. Brown y William P. Jeffs , " Stardust Interstellar Space Particles Discovers Potential " [html] en jpl.nasa.gov
(en) Andrew J. Westphal , et al. , “ Evidencia del origen interestelar de siete partículas de polvo recolectadas por la nave espacial Stardust ” , Science , vol. 345, n o 6198,15 de agosto de 2014, p. 786-791 ( DOI 10.1126 / science.1252496 , resumen , leer en línea [PDF] , consultado el 13 de noviembre de 2014 ) Los coautores del artículo son, además de Andrew J. Westphal: Rhonda M. Stroud, Hans A. Bechtel, Frank E. Brenker, Anna L. Butterworth, George J. Flynn, David R. Frank, Zack Gainsforth, Jon K. Hillier, Frank Postberg, Alexandre S. Simionovici, Veerle J. Sterken, Larry R. Nittler, Carlton Allen, David Anderson, Asna Ansari, Saša Bajt, Ron K. Bastien, Nabil Bassim, John Bridges, Donald E. Brownlee , Mark Burchell, Manfred Burghammer, Hitesh Changela, Peter Cloetens, Andrew M. Davis, Ryan Doll, Christine Floss, Eberhard Grün, Philipp R. Heck, Peter Hoppe, Bruce Hudson, Joachim Huth, Anton Kearsley, Ashley J. King, Barry Lai, Jan Leitner, Laurence Lemelle, Ariel Leonard, Hugues Leroux, Robert Lettieri, William Marchant, Ryan Ogliore, Wei Jia Ong, Mark C. Price, Scott A. Sandford, Juan-Angel Sans Tresseras, Sylvia Schmitz, Tom Schoonjans, Kate Schreiber, Geert Silversmit, Vicente A. Solé, Ralf Srama, Frank Stadermann, Thomas Stephan, Julien Stodolna, Stephen Sutton, Mario Trieloff, Peter Tsou, Tolek Tyliszczak, Bart Vekemans, Laszlo Vincze, Joshua Von Korff, Naomi Wordsworth, Daniel Zevin y Michael E. Zolensky, así como 30.714 usuarios de Internet del proyecto Stardust @ home .

Apéndices

Bibliografía

: documento utilizado como fuente para este artículo.

Marc Séguin y Benoît Villeneuve , Astronomía y astrofísica: cinco grandes ideas para explorar y comprender el Universo , Éditions du Renouveau pedagogique ,2002, 2 nd ed. , 618 p.
(en) Aneurin Evans , The dusty universe , Chichester New York Chichester, J. Wiley en asociación con Praxis Pub., Ltd,1994, 236 p. ( ISBN 978-0-13-179052-0 , OCLC 33359845 )
(en) Veerle J. Sterken, Andrew J. Westphal, Nicolas Altobelli, David Malaspina y Frank Postberg, “ Polvo interestelar en el sistema solar ” , Space Science Reviews , vol. 215, n o 7,octubre de 2019, Punto n o 43 ( DOI 10.1007 / s11214-019-0607-9 )