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Concepto artístico de una vista desde un exoplaneta, con luz de una nube de polvo exoplanetaria

La nube de polvo interplanetario, o nube zodiacal, consiste en polvo cósmico (pequeñas partículas que flotan en el espacio exterior) que impregna el espacio entre planetas dentro de sistemas planetarios como el Sistema Solar. Este sistema de partículas ha sido estudiado durante muchos años para comprender su naturaleza, origen y relación con cuerpos más grandes.

En nuestro Sistema Solar, las partículas de polvo interplanetarias desempeñan un papel en la dispersión de la luz solar y en la emisión de radiación térmica, que es la característica más prominente de la radiación del cielo nocturno con longitudes de onda de 5 a 50 μm..[1]​ Los tamaños de partícula de los granos que caracterizan la emisión de infrarrojos cerca de la órbita de la Tierra suelen oscilar entre 10 y 100 μm..[2]

La masa total de la nube de polvo interplanetaria es aproximadamente la masa de un asteroide de radio 15 km (con una densidad de aproximadamente 2,5 g / cm3).[3]​ A lo largo del zodíaco a lo largo de la eclíptica, esta nube de polvo es visible como la luz zodiacal en un cielo sin luna y naturalmente oscuro y se ve mejor hacia la dirección del Sol durante el crepúsculo astronómico.

Las observaciones de la nave espacial Pioneer en la década de 1970 vincularon la luz de Zodiacal con la nube de polvo interplanetaria en el sistema solar de la Tierra..[4]

OrigenEditar

Las fuentes de partículas de polvo interplanetarias (PDI) incluyen al menos: colisiones de asteroides, actividad cometaria y colisiones en el Sistema Solar interno, colisiones con el cinturón de Kuiper y granos medios interestelares[2]​. De hecho, una de las controversias más antiguas debatidas en la comunidad de polvo interplanetaria gira en torno a las contribuciones relativas a la nube de polvo interplanetaria de colisiones de asteroides y actividad cometaria.


Ciclo de vida de una partículaEditar

Los principales procesos físicos que "afectan" (mecanismos de destrucción o expulsión) de partículas de polvo interplanetario son: expulsión por presión de radiación, arrastre de radiación interno de Poynting-Robertson (PR), presión del viento solar (con efectos electromagnéticos significativos), sublimación, colisiones mutuas y Efectos dinámicos de los planetas.[2]

La vida útil de estas partículas de polvo es muy corta en comparación con la vida útil del Sistema Solar. Si uno encuentra granos alrededor de una estrella que tiene más de aproximadamente 10,000,000 años, entonces los granos deben haber sido de fragmentos de objetos más grandes recientemente liberados, es decir, no pueden ser granos sobrantes del disco protoplanetario (Backman, comunicación privada)[cita requerida]. Por lo tanto, los granos serían polvo de "generación posterior". El polvo zodiacal en el Sistema Solar es un 99.9% de polvo de última generación y un 0.1% de polvo medio interestelar intruso. Todos los granos primordiales de la formación del Sistema Solar se eliminaron hace mucho tiempo.

Las partículas que se ven afectadas principalmente por la presión de radiación se conocen como "meteoroides beta". Por lo general, son menos de 1.4 × 10−12 g y son empujados hacia afuera desde el Sol hacia el espacio interestelar.[5]

Estructuras de la nubeEditar

La nube de polvo interplanetaria tiene una estructura compleja (Reach, W., 1997). Aparte de una densidad de fondo, esto incluye:

Colección de polvo en la TierraEditar

En 1951, Fred Whipple predijo que los micrometeoritos de menos de 100 micrómetros de diámetro podrían desacelerarse en el impacto con la atmósfera superior de la Tierra sin derretirse.[6]​ La era moderna del estudio de laboratorio de estas partículas comenzó con los vuelos de recolección estratosférica de D. E. Brownlee y colaboradores en la década de 1970 usando globos y luego aeronaves U-2.[7]

Aunque algunas de las partículas encontradas fueron similares al material de las colecciones de meteoritos actuales, la naturaleza nanoporosa y la composición promedio cósmica no equilibrada de otras partículas sugirieron que comenzaron como agregados de grano fino de bloques de construcción no volátiles y hielo cometario.[8][9]​ La naturaleza interplanetaria de estas partículas se verificó posteriormente mediante con observaciones de gas noble[10]​ y rafagas solares[11]

En ese contexto, se desarrolló un programa para la recolección atmosférica y la curación de estas partículas en el Centro Espacial Johnson en Texas.[12]​ Esta colección de micrometeoritos estratosféricos, junto con los granos presolares de meteoritos, son fuentes únicas de material extraterrestre (sin mencionar que son pequeños objetos astronómicos por derecho propio) disponibles para el estudio en los laboratorios de hoy.

ExperimentosEditar

Las naves espaciales que han llevado detectores de polvo incluyen Pionero 10, Pionero 11, Ulysses (órbita heliocéntrica fuera a la distancia de Júpiter), Galileo (Orbitador de Júpiter), Cassini (orbitador de Saturno), y Horizontes Nuevos (vea Contador de polvo para estudiantes Venetia Burney[13]

Vea tambiénEditar

ReferenciasEditar

  1. Levasseur-Regourd, Un.C., 1996
  2. a b c Backman, D., 1997
  3. Pavlov, Alexander A. (1999). «Irradiated interplanetary dust particles as a possible solution for the deuterium/hydrogen paradox of Earth's oceans». Journal of Geophysical Research: Planets 104: 30725-28. doi:10.1029/1999JE001120. 
  4. Hannter, et al - Pionero 10 observaciones de zodiacales ligeros brightness se acerca la eclíptica - Cambios con distancia heliocéntrica (1976)
  5. https://web.archive.org/web/20070826132615/http://www.gps.caltech.edu/genesis/DocumentN.html. Archivado desde el original el 26 de agosto de 2007. Consultado el 4 de agosto de 2008.  Falta el |título= (ayuda)
  6. Whipple, Fred L. (Diciembre 1950). "La Teoría de Micro-Meteoritos. Parte I. En una Atmósfera Isoterma". Proceedings De la Academia Nacional de Ciencias de los Estados Unidos de América. 36 (12): 687@–695. Bibcode:1950PNAS...36..687W. doi:10.1073/pnas.36.12.687. PMC 1063272. PMID 16578350. Marcha recuperada 2016. Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; el nombre «Whipple-1950» está definido varias veces con contenidos diferentes
  7. Brownlee, D. E. (Diciembre 1977). "Polvo interplanetario - implicaciones Posibles para cometas y presolar granos interestelares". En: Protostars y Planetas: Estudios de Formación de Estrella y del Origen del Sistema Solar. (Un79-26776 10-90) Tucson: 134@–150. Bibcode:1978prpl.conf..134B. Marcha recuperada 2016. Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; el nombre «Brownlee-1977» está definido varias veces con contenidos diferentes
  8. P. Fraundorf, D. E. Brownlee, y R. M. Walker (1982) estudios de Laboratorio de polvo interplanetario, en Cometas (ed. L. Wilkening, U. Prensa de Arizona, Tucson) pp. 383-409.
  9. Walker, R. M. (Enero 1986). "Estudios de laboratorio de polvo interplanetario". En NASA. 2403: 55. Bibcode:1986NASCP2403...55W. Marcha recuperada 2016. Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; el nombre «Walker-1986» está definido varias veces con contenidos diferentes
  10. Hudson, B.; Flynn, G. J.; Fraundorf, P.; Hohenberg, C. M.; Shirck, J. (Enero 1981). "Gases nobles en Stratospheric Partículas de Polvo: Confirmación de Origen Extraterrestre". Ciencia. 211 (4480): 383@–386(SciHomepage). Bibcode:1981Sci...211..383H. doi:10.1126/ciencia.211.4480.383. PMID 17748271. Marcha recuperada 2016. Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; el nombre «Hudson-1981» está definido varias veces con contenidos diferentes
  11. Bradley, J. P.; Brownlee, D. E.; Fraundorf, P. (Diciembre 1984). "Descubrimiento de pistas nucleares en polvo interplanetario". Ciencia. 226 (4681): 1432@–1434.ResearchsupportedbyMcCroneAssociates. Bibcode:1984Sci...226.1432B. doi:10.1126/ciencia.226.4681.1432. ISSN 0036-8075. PMID 17788999. Marcha recuperada 2016. Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; el nombre «Bradley-1984» está definido varias veces con contenidos diferentes
  12. "Polvo cósmico". NASA @– Johnson programa de Centro Espacial, Laboratorio de Polvo Cósmico. 6 enero 2016. Marcha recuperada 2016. Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; el nombre «Cosmic-Dust-Sample-Collection» está definido varias veces con contenidos diferentes
  13. [1]

Lectura más lejanaEditar

  • Dermott, S.F. (1997). "Firmas de Planetas en Luz Zodiacal". Extrasolar Emisión zodiacal - Informe de Tablero de Estudio de NASA.
  • Levasseur-Regourd, Un.C. (1996). "Propiedades ópticas y Térmicas de Polvo Zodiacal". Física, Química y Dinámica de Polvo Interplanetario, ASP serie de Conferencia, Vol 104. pp. 301@–.
  • Logra, W. (1997). "Estructura general de la Nube de Polvo Zodiacal". Extrasolar Emisión zodiacal - Informe de Tablero de Estudio de NASA.
  • Logra, W.T.; Franz, B.Un.; Weiland, J.L. (1997). "La Estructura Tridimensional de las Bandas de Polvo Zodiacales". Reach, W.T.; Franz, B.A.; Weiland, J.L. (1997). «The Three-Dimensional Structure of the Zodiacal Dust Bands». Icarus 127 (2): 461-484. Bibcode:1997Icar..127..461R. doi:10.1006/icar.1997.5704.  Reach, W.T.; Franz, B.A.; Weiland, J.L. (1997). «The Three-Dimensional Structure of the Zodiacal Dust Bands». Icarus 127 (2): 461-484. Bibcode:1997Icar..127..461R. doi:10.1006/icar.1997.5704.  (2): 461@–484. Bibcode:1997Icar..127..461R. doi:10.1006/icar.1997.5704.