polvo cósmico

El polvo cósmico —también llamado polvo extraterrestre , polvo espacial o polvo estelar— es polvo que se encuentra en el espacio exterior o que ha caído sobre la Tierra. [ ^{1 ] [ 2 ] La} mayoría de las partículas de polvo cósmico miden entre unas pocas moléculas y 0,1 mm (100 μm ) , como los micrometeoroides (<30 μm) y los meteoroides (>30 μm). ^{[ 3 ]} El polvo cósmico se puede distinguir además por su ubicación astronómica: polvo intergaláctico , polvo interestelar, polvo interplanetario (como en la nube zodiacal ) y polvo circumplanetario (como en un anillo planetario ). La información sobre la naturaleza del polvo en lugares más allá del Sistema Solar se obtiene principalmente mediante métodos de astronomía observacional , como la fotometría , la polarimetría y la espectroscopia infrarroja . ^{[ 4 ]} También existen métodos directos para la recolección y el estudio del polvo espacial dentro del Sistema Solar. ^{[ 5 ]} Por ejemplo, la nave espacial Stardust recolectó polvo cometario y también detectó algunas partículas de probable origen interestelar, trayendo muestras a la Tierra en 2006. ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}    

En el Sistema Solar, el polvo interplanetario causa la luz zodiacal . El polvo del Sistema Solar también incluye polvo cometario, polvo planetario (por ejemplo, de Marte ), ^{[ 10 ]} regolito lunar , polvo asteroide , polvo del cinturón de Kuiper y polvo interestelar que pasa a través del Sistema Solar. Se estima que miles de toneladas de polvo cósmico llegan a la superficie de la Tierra cada año, ^{[ 11 ]} con la mayoría de los granos teniendo una masa entre 10⁻¹⁶ ^kg (0,1 pg) y 10⁻⁴ ^kg (0,1  g). ^{[ 11 ]} La densidad de la nube de polvo a través de la cual viaja la Tierra es aproximadamente 10⁻⁶ ^granos de polvo/ ^m³ . ^{[ 12 ]}

Una fracción importante del polvo en el espacio es "polvo estelar", compuesto por minerales refractarios como silicatos , grafito y carbono amorfo . Estos sólidos se condensan como polvo circunestelar alrededor de estrellas evolucionadas como gigantes rojas , estrellas de carbono , novas y supernovas , y son arrastrados al espacio interestelar por los vientos estelares y las eyecciones de la estrella madre. ^{[ 13 ]} El polvo también contiene compuestos orgánicos (sólidos orgánicos amorfos con una estructura mixta aromática - alifática ) que podrían crearse de forma natural y rápida en las eyecciones de las estrellas de carbono . ^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]} o por procesos que ocurren en el medio interestelar . ^{[ 17 ]}

El polvo cósmico fue en su momento una mera molestia para los astrónomos, ya que oscurecía los objetos que deseaban observar. Cuando comenzó la astronomía infrarroja , se observó que las partículas de polvo eran componentes significativos y vitales de los procesos astrofísicos. Su análisis puede revelar información sobre fenómenos como la formación del Sistema Solar. ^{[ 19 ]} Por ejemplo, el polvo cósmico puede impulsar la pérdida de masa cuando una estrella se acerca al final de su vida , desempeñar un papel en las primeras etapas de la formación estelar y formar planetas . En el Sistema Solar , el polvo juega un papel importante en la luz zodiacal , los radios del anillo B de Saturno , los anillos planetarios difusos exteriores de Júpiter , Saturno, Urano y Neptuno , y los cometas .

El estudio interdisciplinario del polvo reúne diferentes campos científicos: física ( estado sólido , teoría electromagnética , física de superficies, física estadística , física térmica ), matemáticas fractales , química de superficies en granos de polvo, meteorítica , así como todas las ramas de la astronomía y la astrofísica . ^{[ 21 ]} Estas áreas de investigación dispares pueden vincularse mediante el siguiente tema: las partículas de polvo cósmico evolucionan cíclicamente; química, física y dinámicamente. La evolución del polvo traza caminos en los que el Universo recicla material, en procesos análogos a los pasos diarios de reciclaje con los que muchas personas están familiarizadas: producción, almacenamiento, procesamiento, recolección, consumo y descarte.

Las observaciones y mediciones del polvo cósmico en diferentes regiones ofrecen una perspectiva importante sobre los procesos de reciclaje del Universo: en las nubes del medio interestelar difuso , en las nubes moleculares , en el polvo circunestelar de objetos estelares jóvenes y en sistemas planetarios como el Sistema Solar , donde los astrónomos consideran que el polvo se encuentra en su estado más reciclado. Los astrónomos acumulan "instantáneas" de observación del polvo en diferentes etapas de su vida y, con el tiempo, forman una película más completa de los complejos procesos de reciclaje del Universo.

Parámetros como el movimiento inicial de la partícula, las propiedades del material, el plasma circundante y el campo magnético determinaron la llegada de la partícula de polvo al detector. Modificar ligeramente cualquiera de estos parámetros puede generar un comportamiento dinámico del polvo significativamente diferente. Por lo tanto, es posible determinar el origen del objeto y la composición del medio circundante.

Existe una amplia gama de métodos para estudiar el polvo cósmico. Este puede detectarse mediante métodos de teledetección que utilizan las propiedades radiativas de sus partículas (véase, por ejemplo, la medición de la luz zodiacal ).

El polvo cósmico también puede detectarse directamente («in situ») mediante diversos métodos de recolección y desde diferentes lugares. Las estimaciones del flujo diario de material extraterrestre que ingresa a la atmósfera terrestre oscilan entre 5 y 300 toneladas. ^{[ 22 ] [ 23 ]}

La NASA recolecta muestras de partículas de polvo estelar en la atmósfera terrestre mediante colectores de placas ubicados bajo las alas de aviones que vuelan a la estratosfera. También se recolectan muestras de polvo de depósitos superficiales en las grandes masas de hielo terrestres (Antártida y Groenlandia/el Ártico) y en sedimentos de aguas profundas.

Don Brownlee, de la Universidad de Washington en Seattle, identificó por primera vez de manera confiable la naturaleza extraterrestre de partículas de polvo recolectadas a finales de la década de 1960 ^{[ 24 ]} . Otra fuente son los meteoritos , que contienen polvo estelar extraído de ellos. Los granos de polvo estelar son piezas sólidas refractarias de estrellas presolares individuales. Se reconocen por sus composiciones isotópicas extremas, que solo pueden ser composiciones isotópicas dentro de estrellas evolucionadas, antes de cualquier mezcla con el medio interestelar. Estos granos se condensaron a partir de la materia estelar a medida que se enfriaba al salir de la estrella.

En el espacio interplanetario, se han construido y puesto en vuelo detectores de polvo en naves espaciales planetarias, algunos están actualmente en vuelo y otros se están construyendo para volar. Las grandes velocidades orbitales de las partículas de polvo en el espacio interplanetario (típicamente 10–40  km/s) hacen que la captura de partículas intactas sea problemática. En cambio, los detectores de polvo in situ generalmente se diseñan para medir parámetros asociados con el impacto de alta velocidad de las partículas de polvo en el instrumento, y luego derivar propiedades físicas de las partículas (generalmente masa y velocidad) a través de calibración de laboratorio (es decir, impactando partículas aceleradas con propiedades conocidas sobre una réplica de laboratorio del detector de polvo). A lo largo de los años, los detectores de polvo han medido, entre otras cosas, el destello de luz del impacto, la señal acústica y la ionización del impacto. Recientemente, el instrumento de polvo en Stardust capturó partículas intactas en aerogel de baja densidad .

En el pasado, los detectores de polvo volaron en las misiones espaciales HEOS 2 , Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Giotto , Galileo, Ulysses y Cassini , en los satélites en órbita terrestre LDEF , EURECA y Gorid, y algunos científicos han utilizado las naves espaciales Voyager 1 y 2 como sondas Langmuir gigantes para muestrear directamente el polvo cósmico. Actualmente, los detectores de polvo vuelan en las naves espaciales Ulysses , PROBA , Rosetta , Stardust y New Horizons . El polvo recolectado en la Tierra o recolectado más lejos en el espacio y traído de regreso por misiones espaciales de retorno de muestras es luego analizado por científicos especializados en polvo en sus respectivos laboratorios en todo el mundo. Existe una gran instalación de almacenamiento de polvo cósmico en el Centro Espacial Johnson (JSC) de la NASA en Houston.

La luz infrarroja puede penetrar las nubes de polvo cósmico, lo que nos permite observar regiones de formación estelar y los centros de las galaxias. El telescopio espacial Spitzer de la NASA fue el telescopio espacial infrarrojo más grande antes del lanzamiento del telescopio espacial James Webb . Durante su misión, Spitzer obtuvo imágenes y espectros al detectar la radiación térmica emitida por objetos en el espacio con longitudes de onda entre 3 y 180 micrómetros. La mayor parte de esta radiación infrarroja es bloqueada por la atmósfera terrestre y no puede observarse desde la Tierra. Los hallazgos de Spitzer han revitalizado los estudios del polvo cósmico. Un informe mostró cierta evidencia de que el polvo cósmico se forma cerca de un agujero negro supermasivo. ^{[ 25 ]}

Otro mecanismo de detección es la polarimetría . Los granos de polvo no son esféricos y tienden a alinearse con los campos magnéticos interestelares , 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, se ha utilizado polarimetría óptica de alta precisión para determinar la estructura del polvo dentro de la Burbuja Local . ^{[ 27 ]}

En 2019, investigadores encontraron polvo interestelar en la Antártida, el cual relacionaron con la Nube Interestelar Local . La detección de polvo interestelar en la Antártida se realizó mediante la medición de los radionúclidos hierro-60 y manganeso-53 con espectrometría de masas de acelerador de alta sensibilidad . ^{[ 28 ]}

Una partícula de polvo interactúa con la radiación electromagnética de una manera que depende de su sección transversal , la longitud de onda de la radiación electromagnética y la naturaleza del grano: su índice de refracción , tamaño, etc. El proceso de radiación para un grano individual se denomina emisividad , que depende del factor de eficiencia del grano . Otras especificaciones sobre el proceso de emisividad incluyen la extinción , la dispersión , la absorción o la polarización . En las curvas de emisión de radiación, varias características importantes identifican la composición de las partículas de polvo emisoras o absorbentes.

Las partículas de polvo pueden dispersar la luz de forma no uniforme. La luz dispersada hacia adelante es aquella que se desvía ligeramente de su trayectoria por difracción , y la luz retrodispersada es la luz reflejada.

La dispersión y extinción ("atenuación") de la radiación proporciona información útil sobre el tamaño de los granos de polvo. Por ejemplo, si el objeto o los objetos en los datos son mucho más brillantes en la luz visible dispersada hacia adelante que en la luz visible dispersada hacia atrás, se entiende que una fracción significativa de las partículas tiene un diámetro de aproximadamente un micrómetro.

La dispersión de la luz por los granos de polvo en fotografías visibles de larga exposición es bastante notable en las nebulosas de reflexión y proporciona pistas sobre las propiedades de dispersión de la luz de cada partícula. En longitudes de onda de rayos X, muchos científicos están investigando la dispersión de rayos X por el polvo interestelar, y algunos han sugerido que las fuentes astronómicas de rayos X tendrían halos difusos debido al polvo. ^{[ 30 ]}

Los granos presolares se encuentran dentro de los meteoritos, de los cuales se extraen en laboratorios terrestres. El término "polvo estelar" o "polvo estelar presolar" se usa a veces para distinguir los granos de una sola estrella en comparación con las partículas de polvo interestelar agregadas, aunque esta distinción no se aplica universalmente. ^{[ 31 ] [ 32 ]} El material presolar era un componente del polvo en el medio interestelar antes de su incorporación a los meteoritos. Los meteoritos han almacenado esos granos presolares desde que se ensamblaron por primera vez dentro del disco de acreción planetario hace más de cuatro mil millones de años. Las condritas carbonáceas son reservorios especialmente fértiles de material presolar. Los granos presolares existían por definición antes de que se formara la Tierra. Grano presolar (y, con menos frecuencia, "polvo estelar" o "polvo estelar presolar") es el término científico que se refiere a los granos de polvo refractario que se condensaron a partir de gases eyectados y enfriados de estrellas presolares individuales y se incorporaron a la nube de la que se condensó el Sistema Solar. ^{[ 33 ]}

Mediante mediciones de laboratorio de la composición isotópica, sumamente inusual, de los elementos químicos que componen cada grano presolar, se han identificado diversos tipos de granos presolares. Estos granos minerales refractarios podrían haber estado recubiertos previamente de compuestos volátiles, pero estos se pierden al disolver la materia del meteorito en ácidos, dejando únicamente minerales refractarios insolubles. Si bien ha sido posible encontrar los núcleos de los granos sin disolver la mayor parte del meteorito, el proceso ha sido difícil y laborioso.

Se han descubierto muchos aspectos nuevos de la nucleosíntesis a partir de las proporciones isotópicas dentro de los granos presolares. ^{[ 34 ]} Una propiedad importante de los granos presolares es su naturaleza dura, refractaria y de alta temperatura. Destacan el carburo de silicio , el grafito , el óxido de aluminio , la espinela de aluminio y otros sólidos similares que se condensarían a alta temperatura a partir de un gas en enfriamiento, como en los vientos estelares o en la descompresión del interior de una supernova . Estos difieren enormemente de los sólidos formados a baja temperatura dentro del medio interestelar.

También son importantes sus composiciones isotópicas extremas, que se espera que no existan en ningún otro lugar del medio interestelar. Esto sugiere además que los granos presolares se condensaron a partir de los gases de estrellas individuales antes de que los isótopos se diluyeran al mezclarse con el medio interestelar. Esto permite identificar las estrellas de origen. Por ejemplo, los elementos pesados ​​dentro de los granos de carburo de silicio (SiC) son isótopos casi puros del proceso S , lo que concuerda con su condensación dentro de los vientos de las gigantes rojas de las estrellas AGB , ya que las estrellas AGB son la principal fuente de nucleosíntesis del proceso S y tienen atmósferas que, según los astrónomos, están altamente enriquecidas en elementos del proceso S extraídos.

Otro ejemplo dramático lo proporcionan los condensados ​​de supernova, generalmente abreviados por el acrónimo SUNOCON (de SUPERNOva CONdensate ^{[ 33 ]} ) para distinguirlos de otros granos condensados ​​dentro de atmósferas estelares. Los SUNOCON contienen en su calcio una abundancia excesivamente grande ^{[ 35 ]} de ^44Ca , lo que demuestra que se condensaron conteniendo abundante 44Ti radiactivo ^, que tiene una vida media de 65 años . Los núcleos de ^{44Ti que salían estaban, por lo tanto} , todavía "vivos" (radiactivos) cuando el SUNOCON se condensó cerca de un año dentro del interior de la supernova en expansión, pero se habrían convertido en un radionúclido extinto (específicamente ^44Ca ) después del tiempo necesario para mezclarse con el gas interestelar. Su descubrimiento demostró la predicción ^{[ 36 ]} de 1975 de que podría ser posible identificar los SUNOCON de esta manera. Los SiC SUNOCON (procedentes de supernovas) son solo alrededor del 1% de los que son en cantidad el polvo estelar SiC procedente de estrellas AGB.

El polvo estelar en sí (los granos SUNOCON y AGB que provienen de estrellas específicas) es solo una pequeña fracción del polvo cósmico condensado, constituyendo menos del 0,1 % de la masa total de sólidos interestelares. El gran interés en los granos presolares se debe a la nueva información que han aportado a las ciencias de la evolución estelar y la nucleosíntesis .

Los laboratorios han estudiado sólidos que existían antes de la formación de la Tierra. ^{[ 37 ]} Esto se consideraba imposible, especialmente en la década de 1970, cuando los cosmoquímicos estaban convencidos de que el Sistema Solar comenzó como un gas caliente ^{[ 38 ]} prácticamente desprovisto de sólidos residuales, que se habrían vaporizado por las altas temperaturas. La existencia de granos presolares demostró que esta visión histórica era incorrecta.

El polvo cósmico está compuesto de granos de polvo que se agregan formando partículas. Estas partículas tienen formas irregulares y una porosidad que varía de esponjosa a compacta . La composición, el tamaño y otras propiedades dependen de su ubicación, y, a la inversa, un análisis composicional de una partícula de polvo puede revelar mucho sobre su origen. El polvo del medio interestelar difuso , los granos de polvo en nubes densas , el polvo de los anillos planetarios y el polvo circunestelar presentan características diferentes. Por ejemplo, los granos en nubes densas han adquirido una capa de hielo y, en promedio, son más grandes que las partículas de polvo en el medio interestelar difuso. Las partículas de polvo interplanetario (PPI) suelen ser aún más grandes.

La mayor parte del flujo de materia extraterrestre que cae sobre la Tierra está dominada por meteoroides con diámetros comprendidos entre 50 y 500 micrómetros, con una densidad media de 2,0 g/cm³ ⁽ y una porosidad de aproximadamente el 40 %). La tasa de flujo total de los sitios meteoríticos de la mayoría de las partículas de polvo interplanetario (PDI) capturadas en la estratosfera terrestre oscila entre 1 y ³ g/cm³ , con una densidad media de aproximadamente 2,0 g/ ^cm³ . ^{[ 39 ]}

Otras propiedades específicas del polvo: en el polvo circunestelar , los astrónomos han encontrado firmas moleculares de CO , carburo de silicio , silicato amorfo , hidrocarburos aromáticos policíclicos , hielo de agua y poliformaldehído , entre otros (en el medio interestelar difuso , hay evidencia de granos de silicato y carbono). El polvo cometario es generalmente diferente (con superposición) del polvo asteroidal . El polvo asteroidal se asemeja a los meteoritos condríticos carbonáceos . El polvo cometario se asemeja a los granos interestelares que pueden incluir silicatos, hidrocarburos aromáticos policíclicos y hielo de agua. Investigaciones adicionales sobre un cometa llamado 67P/Churyumov-Gerasimenko muestran que las partículas de polvo cometario también pueden variar en tamaño de estructura, desde granos compactos hasta agregados altamente porosos, con diferentes resistencias y tamaños. ^{[ 40 ]}

En septiembre de 2020, se presentaron pruebas de la presencia de agua en estado sólido en el medio interestelar y, en particular, de hielo de agua mezclado con granos de silicato en granos de polvo cósmico. ^{[ 41 ]}

Las investigaciones en el campo del agotamiento del polvo muestran que la composición del polvo cósmico puede cambiar con la metalicidad y la evolución química, lo que refleja diferencias en los elementos disponibles para la formación de granos a lo largo del tiempo cósmico. ^{[ 42 ]}

Los granos de polvo cósmico pueden presentar estructuras porosas, que influyen en los procesos químicos en entornos astrofísicos y resaltan la importancia de incluir la porosidad en los modelos de polvo. ^{[ 43 ]}

Los granos grandes en el espacio interestelar son probablemente complejos, con núcleos refractarios que se condensaron dentro de los flujos estelares cubiertos por capas adquiridas durante incursiones en nubes interestelares frías y densas. Ese proceso cíclico de crecimiento y destrucción fuera de las nubes se ha modelado ^{[ 44 ] [ 45 ]} para demostrar que los núcleos viven mucho más que la vida media de la masa de polvo. Esos núcleos comienzan principalmente con partículas de silicato que se condensan en las atmósferas de gigantes rojas frías y ricas en oxígeno y granos de carbono que se condensan en las atmósferas de estrellas de carbono frías . Las gigantes rojas han evolucionado o se han desviado de la secuencia principal y han entrado en la fase gigante de su evolución y son la principal fuente de núcleos de granos de polvo refractarios en las galaxias. Esos núcleos refractarios también se llaman polvo estelar (sección anterior), que es un término científico para la pequeña fracción de polvo cósmico que se condensó térmicamente dentro de los gases estelares al ser expulsados ​​de las estrellas. Varios porcentajes de núcleos de granos refractarios se han condensado dentro de los interiores en expansión de las supernovas, un tipo de cámara de descompresión cósmica. Estudios recientes sugieren otra forma de formación de polvo durante las explosiones estelares: el polvo puede formarse a partir de la interacción entre la eyección de las supernovas de tipo Ia y los materiales interestelares circundantes. ^{[ 46 ]} Los meteoritistas que estudian el polvo estelar refractario (extraído de meteoritos) a menudo lo llaman granos presolares , pero el que se encuentra dentro de los meteoritos es solo una pequeña fracción de todo el polvo presolar. El polvo estelar se condensa dentro de las estrellas mediante una química de condensación considerablemente diferente a la del grueso del polvo cósmico, que se acumula frío sobre el polvo preexistente en las nubes moleculares oscuras de la galaxia. Estas nubes moleculares son muy frías, típicamente menos de 50 K, por lo que hielos de muchos tipos pueden acumularse sobre los granos, en algunos casos solo para ser destruidos o divididos por radiación y sublimación en un componente gaseoso. Finalmente, a medida que se formaba el Sistema Solar, muchos granos de polvo interestelar se modificaron aún más mediante la coalescencia y las reacciones químicas en el disco de acreción planetario. La historia de los distintos tipos de granos en el Sistema Solar primitivo es compleja y solo se comprende parcialmente.

Los astrónomos saben que el polvo se forma en las envolturas de estrellas en etapas avanzadas de evolución gracias a señales observacionales específicas. En luz infrarroja, la emisión a 9,7 micrómetros es una señal de polvo de silicato en estrellas gigantes frías, evolucionadas y ricas en oxígeno. La emisión a 11,5 micrómetros indica la presencia de polvo de carburo de silicio en estrellas gigantes frías, evolucionadas y ricas en carbono. Esto ayuda a demostrar que las pequeñas partículas de silicato en el espacio provienen de las envolturas externas expulsadas de estas estrellas. ^{[ 47 ] [ 48 ]}

Las condiciones en el espacio interestelar generalmente no son adecuadas para la formación de núcleos de silicato. Esto requeriría un tiempo excesivo para lograrse, incluso si fuera posible. Los argumentos son que: dado un diámetro de grano típico observado a , el tiempo que tarda un grano en alcanzar a , y dada la temperatura del gas interestelar, se necesitaría considerablemente más que la edad del Universo para que se formen granos interestelares. ^{[ 49 ]} Por otro lado, se ha visto que los granos se han formado recientemente en las proximidades de estrellas cercanas, en eyecciones de novas y supernovas , y en estrellas variables R Coronae Borealis que parecen expulsar nubes discretas que contienen tanto gas como polvo. Por lo tanto, la pérdida de masa de las estrellas es indudablemente donde se formaron los núcleos refractarios de los granos.

La mayor parte del polvo del Sistema Solar es polvo altamente procesado, reciclado a partir del material con el que se formó el Sistema Solar y posteriormente acumulado en los planetesimales, y material sólido residual como cometas y asteroides , y reformado durante la vida útil de colisiones de cada uno de esos cuerpos. Durante la historia de la formación del Sistema Solar, el elemento más abundante fue (y sigue siendo) el H₂ _. Los elementos metálicos: magnesio, silicio y hierro, que son los principales componentes de los planetas rocosos, se condensaron en sólidos a las temperaturas más altas del disco planetario. Algunas moléculas como el CO, el N₂ _, el NH₃ _y el oxígeno libre, existían en fase gaseosa. 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 encontrados en meteoritos son presolares según sus composiciones isotópicas, en lugar de provenir de la formación del disco planetario. Algunas moléculas también formaron compuestos orgánicos complejos y otras formaron mantos de hielo congelado, que podían recubrir los núcleos de grano "refractarios" (Mg, Si, Fe). El polvo estelar constituye una vez más una excepción a la tendencia general, ya que parece estar totalmente inalterado desde su condensación térmica dentro de las estrellas como minerales cristalinos refractarios. La condensación del grafito ocurre en el interior de las supernovas a medida que se expanden y enfrían, incluso en gases que contienen más oxígeno que carbono, ^{[ 50 ]} una sorprendente química del carbono posibilitada por el intenso entorno radiactivo de las supernovas. Este ejemplo especial de formación de polvo ha merecido una revisión específica. ^{[ 51 ]}

La formación de moléculas precursoras en los discos planetarios estuvo determinada, en gran medida, por la temperatura de la nebulosa solar. Dado que la temperatura de la nebulosa solar disminuye con la distancia heliocéntrica, los científicos pueden inferir el origen de un grano de polvo conociendo su composición. Algunos materiales solo pudieron formarse a altas temperaturas, mientras que otros solo a temperaturas mucho más bajas. La composición de una misma partícula de polvo interplanetario suele mostrar que sus elementos se formaron en diferentes lugares y momentos dentro de la nebulosa solar. La mayor parte de la materia presente en la nebulosa solar original ha desaparecido desde entonces: atraída por el Sol, expulsada al espacio interestelar o reprocesada, por ejemplo, como parte de planetas, asteroides o cometas.

Debido a su naturaleza altamente procesada, las partículas de polvo interplanetario (PPI) son mezclas de grano fino compuestas por miles o millones de granos minerales y componentes amorfos . Podemos imaginar una PPI como una "matriz" de material con elementos incrustados que se formaron en diferentes momentos y lugares de la nebulosa solar y antes de su formación. Ejemplos de elementos incrustados en el polvo cósmico son las GEMS , los cóndrulos y las inclusiones ricas en calcio y aluminio (ICA) .

Observaciones recientes realizadas con el Telescopio Espacial James Webb han detectado granos de polvo carbonáceo en galaxias dentro de los primeros mil millones de años del tiempo cósmico. ^{[ 52 ]} Esto proporciona evidencias que demuestran que la producción significativa de polvo ocurrió muy temprano en el universo.

Las flechas en el diagrama adyacente muestran una posible trayectoria desde una partícula de polvo interplanetario recolectada hasta las primeras etapas de la nebulosa solar.

Podemos seguir el rastro hacia la derecha en el diagrama hasta las IDP que contienen los elementos más volátiles y primitivos. El rastro nos lleva primero desde las partículas de polvo interplanetario hasta las partículas de polvo interplanetario condríticas. Los científicos planetarios clasifican las IDP condríticas en términos de su grado decreciente de oxidación, de modo que se dividen en tres grupos principales: las condritas carbonáceas, las ordinarias y las de enstatita. Como su nombre lo indica, las condritas carbonáceas son ricas en carbono, y muchas tienen anomalías en las abundancias isotópicas de H, C, N y O. ^{[ 53 ]} Desde las condritas carbonáceas, seguimos el rastro hasta los materiales más primitivos. Están casi completamente oxidados y contienen los elementos con la temperatura de condensación más baja (elementos "volátiles") y la mayor cantidad de compuestos orgánicos. Por lo tanto, se cree que las partículas de polvo con estos elementos se formaron en la vida temprana del Sistema Solar. Los elementos volátiles nunca han visto temperaturas superiores a unos 500 K, por lo tanto, la "matriz" de los granos de IDP consiste en algún material muy primitivo del Sistema Solar. Tal escenario es cierto en el caso del polvo de cometa. ^{[ 54 ]} La procedencia de la pequeña fracción que es polvo estelar (ver arriba) es bastante diferente; estos minerales interestelares refractarios se condensan térmicamente dentro de las estrellas, se convierten en un pequeño componente de la materia interestelar y, por lo tanto, permanecen en el disco planetario presolar. Las trazas de daño nuclear son causadas por el flujo de iones de las erupciones solares. Los iones del viento solar que impactan en la superficie de la partícula producen bordes amorfos dañados por radiación en la superficie de la partícula. Y los núcleos espalogénicos son producidos por rayos cósmicos galácticos y solares. Una partícula de polvo que se origina en el Cinturón de Kuiper a 40 UA tendría muchas más veces la densidad de trazas, bordes amorfos más gruesos y dosis integradas más altas que una partícula de polvo que se origina en el cinturón principal de asteroides.

Según estudios de modelos informáticos de 2012 , las moléculas orgánicas complejas necesarias para la vida ( moléculas orgánicas extraterrestres ) podrían haberse formado en el disco protoplanetario de granos de polvo que rodeaba al Sol antes de la formación de la Tierra. ^{[ 55 ]} Investigaciones recientes también sugieren que las partículas de polvo cósmico podrían haber contribuido a los orígenes geoquímicos de la vida en la Tierra al facilitar las complejas reacciones químicas en los primeros entornos planetarios de la superficie terrestre. ^{[ 56 ]} Según los estudios informáticos, este mismo proceso podría ocurrir también alrededor de otras estrellas que desarrollan planetas . ^{[ 55 ]}

En septiembre de 2012, científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) , sometidos a las condiciones del medio interestelar (ISM) , se transforman, mediante hidrogenación , oxigenación e hidroxilación , en compuestos orgánicos más complejos , "un paso en el camino hacia los aminoácidos y nucleótidos , las materias primas de las proteínas y el ADN , respectivamente". ^{[ 57 ] [ 58 ]} Además, como resultado de estas transformaciones, los HAP pierden su firma espectroscópica, lo que podría ser una de las razones "de la falta de detección de HAP en los granos de hielo interestelar , particularmente en las regiones exteriores de nubes frías y densas o en las capas moleculares superiores de los discos protoplanetarios ". ^{[ 57 ] [ 58 ]}

En febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos considerablemente mejorada ^{[ 59 ] [ 60 ]} para la detección y el monitoreo de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo . Según los científicos de la NASA , más del 20% del carbono en el universo podría estar asociado con HAP, posibles materiales de partida para la formación de la vida . ^{[ 60 ]} Los HAP parecen haberse formado poco después del Big Bang , son abundantes en el universo ^{[ 61 ] [ 62 ] [ 63 ]} y están asociados con estrellas nuevas y exoplanetas . ^{[ 60 ]}

En marzo de 2015, científicos de la NASA informaron que, por primera vez, se habían formado en el laboratorio, en condiciones del espacio exterior , compuestos orgánicos complejos de ADN y ARN , como uracilo , citosina y timina , utilizando sustancias químicas iniciales, como la pirimidina , presente en meteoritos . Según los científicos, la pirimidina, al igual que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP), el compuesto químico con mayor contenido de carbono del universo , podría haberse formado en gigantes rojas o en nubes de polvo y gas interestelares. ^{[ 64 ]}

El Sistema Solar posee su propia nube de polvo interplanetario , al igual que los sistemas extrasolares. Existen diferentes tipos de nebulosas con distintas causas y procesos físicos: nebulosa difusa , nebulosa de reflexión infrarroja (IR) , remanente de supernova , nube molecular , regiones HII , regiones de fotodisociación y nebulosa oscura .

La diferencia entre estos tipos de nebulosas radica en que intervienen distintos procesos de radiación. Por ejemplo, las regiones H II, como la Nebulosa de Orión , donde se produce una intensa formación estelar, se caracterizan por ser nebulosas de emisión térmica. Por otro lado, los remanentes de supernova, como la Nebulosa del Cangrejo , se caracterizan por la emisión no térmica ( radiación de sincrotrón ).

Algunas de las regiones polvorientas más conocidas del Universo son las nebulosas difusas del catálogo Messier, por ejemplo: M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 . ^{[ 65 ]}

Algunos catálogos de polvo más grandes son Sharpless (1959) A Catalogue of HII Regions, Lynds (1965) Catalogue of Bright Nebulae, Lynds (1962) Catalogue of Dark Nebulae, van den Bergh (1966) Catalogue of Reflection Nebulae, Green (1988) Rev. Reference Cat. of Galactic SNRs, The National Space Sciences Data Center (NSSDC), ^{[ 66 ]} y CDS Online Catalogs. ^{[ 67 ]}

La misión Stardust del programa Discovery se lanzó el 7 de febrero de 1999 para recolectar muestras de la coma del cometa Wild 2 , así como muestras de polvo cósmico. Las muestras regresaron a la Tierra el 15 de enero de 2006. En 2007, se anunció la recuperación de partículas de polvo interestelar de las muestras. ^{[ 68 ]}

En 2017, Genge et al. publicaron un artículo sobre la "recolección urbana" de partículas de polvo en la Tierra. El equipo logró recolectar 500 micrometeoritos de azoteas. El polvo se recolectó en Oslo y en París, y "todas las partículas son esférulas cósmicas dominadas por silicatos (tipo S) con formas subesféricas que se forman por fusión durante la entrada atmosférica y consisten en cristales de enfriamiento rápido de olivino magnésico, cristales relictos de forsterita y olivino con hierro dentro del vidrio". ^{[ 69 ]} En el Reino Unido, los científicos buscan micrometeoritos en las azoteas de catedrales, como la Catedral de Canterbury y la Catedral de Rochester . ^{[ 70 ]} Actualmente, 40 000 toneladas de polvo cósmico caen a la Tierra cada año. ^{[ 71 ]}

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