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Polvo exozodiacal

Esta visión del artista desde un planeta imaginario alrededor de una estrella cercana muestra el brillante resplandor de la luz exozodiacal que se extiende hacia el cielo e inun...

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Esta visión del artista desde un planeta imaginario alrededor de una estrella cercana muestra el brillante resplandor de la luz exozodiacal que se extiende hacia el cielo e inunda la Vía Láctea.

El polvo exozodiacal son granos de polvo de carbono y silicato amorfo de 1 a 100 micrómetros de tamaño que llenan el plano de los sistemas planetarios extrasolares. Es el análogo exoplanetario del polvo zodiacal , los granos de polvo de 1 a 100 micrómetros de tamaño observados en el sistema solar, especialmente en el interior del cinturón de asteroides. Al igual que con el polvo zodiacal, estos granos probablemente se producen por la desgasificación de cometas, así como por colisiones entre cuerpos parentales más grandes como los asteroides. Las nubes de polvo exozodiacal a menudo son componentes de discos de escombros que se detectan alrededor de estrellas de secuencia principal a través de su exceso de emisión infrarroja . Los discos exozodiacales particularmente calientes también se encuentran comúnmente cerca de estrellas de tipo espectral AK. [1] Por convención, el polvo exozodiacal se refiere a la parte más interna y más caliente de estos discos de escombros, a unas pocas unidades astronómicas de la estrella. [1] La razón por la que el polvo exozodiacal es tan frecuente tan cerca de las estrellas es un tema de debate con varias teorías en competencia que intentan explicar el fenómeno. Las formas de las nubes de polvo exozodiacal pueden mostrar la influencia dinámica de los planetas extrasolares y potencialmente indicar la presencia de estos planetas. Debido a que a menudo se encuentra cerca de la zona habitable de una estrella , el polvo exozodiacal puede ser una fuente de ruido importante para los intentos de obtener imágenes de planetas terrestres. Alrededor de 1 de cada 100 estrellas en los sistemas solares cercanos muestra un alto contenido de polvo cálido que es alrededor de 1000 veces mayor que la emisión de polvo promedio en el rango de 8,5 a 12 μm.

Formación

Aunque inicialmente se trataba de un polvo teórico, ahora hemos observado su firma infrarroja al intentar observar exotierras. [2] Como el polvo exozodiacal es el equivalente extrasolar del polvo zodiacal , se teoriza que su formación es la misma. Esto debe contrastarse con el polvo interestelar, que no queda atrapado en un sistema solar. [3] Las partículas sobrantes de la formación de un sistema solar, así como los restos de las colisiones de objetos más grandes, dejan atrás polvo exozodiacal. [4] Sin embargo, se cree que la cantidad potencial de polvo exozodiacal está disminuyendo constantemente, ya que los cuerpos masivos como los planetas absorben cantidades significativas de él. Por ejemplo, la Tierra absorbe 40.000 toneladas de este polvo cada año. El polvo emite radiación infrarroja y, a través de interacciones gravitacionales con cuerpos como el Sol, forma anillos infrarrojos. Estos anillos se han observado en muchos sistemas solares a lo largo de la Vía Láctea. [5] Se cree que el polvo proveniente de diferentes fuentes, como las colisiones de asteroides, los cometas y las partículas atrapadas, forma diferentes estructuras infrarrojas, respectivamente. [6]

Ejemplos de estrellas con polvo exozodiacal

Investigación en curso

Las observaciones han demostrado que algunos tipos espectrales de AK tienen las firmas infrarrojas del polvo exozodiacal mucho más cerca de la estrella de lo que se cree que es posible. Dentro de una cierta circunferencia de la estrella, se espera que el polvo sea molido y expulsado por la estrella en unos pocos años. Si bien se ha confirmado que el polvo existe tan cerca de una estrella, los modelos aún no pueden explicar su presencia. [1] Modelar el comportamiento del polvo tanto zodiacal como exozodiacal es un área de investigación notable, ya que el polvo se presenta como ruido para los astrónomos que intentan observar cuerpos planetarios. Si el polvo puede modelarse con precisión, puede restarse de las observaciones de exotierras. [2]

Referencias

  1. ^ abc Scott, Nicholas Jon (enero de 2016). "Discos de polvo exozodiacal caliente, su detección y variabilidad, medidas con interferometría óptica de línea de base larga". Resúmenes de reuniones de la American Astronomical Society n . ° 227. 227 : 228.07. Código Bibliográfico :2016AAS...22722807S.
  2. ^ ab Roberge, Aki; Chen, Christine H.; Millan-Gabet, Rafael; Weinberger, Alycia J.; Hinz, Philip M.; Stapelfeldt, Karl R.; Absil, Olivier; Kuchner, Marc J.; Bryden, Geoffrey (17 de agosto de 2012). "El problema del polvo exozodiacal para observaciones directas de exo-Tierras". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 124 (918): 799–808. arXiv : 1204.0025 . Código Bibliográfico :2012PASP..124..799R. doi :10.1086/667218. ISSN  1538-3873. S2CID  53323345.
  3. ^ "Grano de polvo | COSMOS". astronomy.swin.edu.au . Consultado el 16 de octubre de 2017 .
  4. ^ "¿Cometa o asteroide? Una gran roca espacial tiene una crisis de identidad". Space.com . Consultado el 16 de octubre de 2017 .
  5. ^ "Cool Cosmos". coolcosmos.ipac.caltech.edu . Archivado desde el original el 23 de febrero de 2020. Consultado el 16 de octubre de 2017 .
  6. ^ "Un modelo mejorado para ese molesto polvo zodiacal". Astrobites . 2013-01-04 . Consultado el 2017-10-16 .
  7. ^ Lebretón, J.; van Lieshout, R.; Augereau, J.-C.; Absil, O.; Mennesson, B.; Kama, M.; Dominik, C.; Bonsor, A.; Vandeportal, J.; Beust, H.; Defrère, D.; Ertel, S.; Faramaz, V.; Hinz, P.; Kral, Q.; Lagrange, A.-M.; Liu, W.; Thébault, P. (2013). "Un estudio interferométrico del disco de desechos interno de Fomalhaut. III. Modelos detallados del disco exozodiacal y su origen". Astronomía y Astrofísica . 555 : A146. arXiv : 1306.0956 . Código Bib : 2013A y A...555A.146L. doi :10.1051/0004-6361/201321415. S2CID  12112032.
  8. ^ ab Absil, O.; Le Bouquin, J.-B.; Berger, J.-P.; Lagrange, A.-M.; Chauvin, G.; Lazareff, B.; Zins, G.; Haguenauer, P.; Jocou, L.; Kern, P.; Millan-Gabet, R.; Rochat, S.; Traub, W. (2011). "Búsqueda de compañeros débiles con VLTI/PIONIER. I. Método y primeros resultados". Astronomía y Astrofísica . 535 : A68. arXiv : 1110.1178 . Código Bibliográfico :2011A&A...535A..68A. doi :10.1051/0004-6361/201117719. S2CID  13144157.
  9. ^ Ertel, S.; Absil, O.; Defrère, D.; Le Bouquin, J.-B.; Augereau, J.-C.; Marion, L.; Blind, N.; Bonsor, A.; Bryden, G.; Lebreton, J.; Milli, J. (2014). "Un estudio interferométrico en el infrarrojo cercano de estrellas de discos de escombros. IV. Una muestra imparcial de 92 estrellas del sur observadas en la banda H con VLTI/PIONIER". Astronomía y Astrofísica . 570 : 20. arXiv : 1409.6143 . Código Bibliográfico :2014A&A...570A.128E. doi :10.1051/0004-6361/201424438. Número de identificación del sujeto  9594917.A128.
  • Stark, Christopher (20 de mayo de 2009). "Catálogo de simulación de Exozodi". NASA GSFC.
  • La supercomputadora de la NASA muestra cómo los anillos de polvo apuntan a exotierras
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