encontrados en nuestro polvo interplanetario
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Comenzó con una explosión. . .
El universo está ahí fuera, esperando que lo descubras
La impresión del artista de una estrella joven rodeada por un disco protoplanetario. Existen muchas propiedades desconocidas sobre los discos protoplanetarios alrededor de las estrellas similares al Sol, pero las observaciones se están poniendo al día. Crédito de la imagen: ESO / L. Calçada
Por Ethan Siegel, para Forbes Junio 11 de 2018
Las opiniones expresadas por Ethan Siegel, colaborador de Forbes son suyas.
Sabemos cómo es nuestro Sistema Solar hoy en día, pero uno de los mayores misterios de la ciencia es cómo se formó y creció hasta convertirse en lo que es ahora. Hay algunas piezas generales que sabemos que deben ser ciertas a partir de una variedad de observaciones astronómicas. Al igual que todos los sistemas estelares, los nuestros se formaron a partir de una nube de gas molecular que colapsaba. Como todas las estrellas con planetas, nuestra joven protoestrella formó un disco protoplanetario que creció en planetas, asteroides y el cinturón de Kuiper. De las simulaciones, sabemos que muchos cuerpos fueron expulsados, acrecentados y absorbidos con el tiempo.
Pero 4.500 millones de años después, no tenemos restos de lo que era nuestro Sistema Solar en el momento de su nacimiento. En la gran danza gravitacional que tiene lugar en nuestro patio cósmico, no podemos saber cuál fue nuestra historia completa. Todo lo que nos queda son los sobrevivientes. Pero, por primera vez, esos sobrevivientes probablemente incluyan algo que quedó de nuestro amanecer protoplanetario: partículas de polvo interplanetarias. Por primera vez, podemos realmente aprender de dónde venimos.
Lagunas, grupos, formas en espiral y otras asimetrías muestran evidencia de la formación de planetas en el disco protoplanetario alrededor de Elías 2-27. Sin embargo, donde se origina el material que los planetas originan desde el principio, ha sido una pregunta abierta y acaloradamente debatida en el campo. Crédito de la imagen: L. Pérez / B. Saxton / MPIfR / NRAO / AUI / NSF / ALMA / ESO / NAOJ / NASA / JPL Caltech / Equipo WISE
Cuando observamos el polvo interestelar o interplanetario en otros sistemas estelares, sabemos que hay tres componentes principales para el material sólido que se utilizará para formar planetas:
- 1. silicatos amorfos,
- 2. compuestos de carbono, y
- 3. helados.
Nos encantaría encontrar remanentes de estos materiales aquí en la Tierra, pero no podemos encontrar ninguno cuyos orígenes se remontan al joven Sistema Solar. 4.5 billones de años de geología han transformado, metamorfoseado o destruido estos posibles restos terrestres. En pocas palabras, la Tierra era simplemente un ambiente demasiado duro para que estos materiales primordiales sobrevivieran por tanto tiempo.
El disco protoplanetario alrededor de la joven estrella, HL Tauri, fotografiado por ALMA. Las lagunas en el disco indican la presencia de nuevos planetas. Una vez que haya suficientes elementos pesados, algunos de estos planetas pueden ser rocosos. Este sistema, sin embargo, ya tiene cientos de millones de años. Crédito de la imagen: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)
Pero en los confines externos del Sistema Solar, ese polvo pre-solar podría haber sobrevivido. Hemos volado en los rastros de cometas antes, recogiendo partículas de polvo interplanetarias y analizando su composición. Se sabe que contienen granos de silicatos amorfos en pequeñas escalas submicrométricas, muchas de las cuales parecen estar libres de carbono.
También hay cierta variedad en los isótopos relativos de los compuestos encontrados en diferentes muestras de este polvo interplanetario. Algunos de ellos tienen relaciones anómalas de ciertos elementos a otros, lo que demuestra que son polvo preservado que surgió del medio interestelar. Pero hay un debate sobre si estos granos de silicato son anteriores al Sistema Solar, o si se formaron en la nebulosa solar a través de la condensación del gas a alta temperatura. En un nuevo estudio dirigido por Hope A. Ishii, la composición de partículas de polvo interplanetarias se mapea, por primera vez, con una resolución a escala nanométrica.
Esta es una micrografía electrónica de una partícula de polvo interplanetario de probable origen cometario. Crédito de la imagen: Hope Ishii
Por primera vez, en un descubrimiento enorme, su equipo descubrió que algunos de estos granos de silicatos amorfos también contienen el mismo tipo de carbono que se encuentra en los sistemas protoplanetarios. Es decir, contienen átomos de carbono que están unidos a moléculas que contienen hidrógeno; lo que muchos científicos clasifican como "carbono orgánico". El mapeo detallado que hicieron mostró, por primera vez, que hay dos generaciones de agregación de granos presentes en estas partículas de polvo interplanetarias:
1. una generación temprana de agregados con silicatos amorfos cubiertos por carbono orgánico, y
2. una matriz de carbono orgánico de baja densidad de última generación que encapsula los granos de silicato amorfo.
(L) Imagen HAADF de sección delgada de U217B19. Rectángulo indica la ubicación de la región ampliada en (d) a la derecha. (R) La imagen de HAADF de la región que contiene el punto de acceso rico en 15N muestra que corresponde a un carbono orgánico de alta densidad ng. La región más oscura etiquetada como "c" es carbono orgánico de baja densidad. Crédito de la imagen: Ishii et al., PNAS (2018), Artículo # 17-20167
La agregación de granos es el proceso clave en la forma en que los granos de polvo se convierten en planetesimales, lo que finalmente conduce a los proto-planetas y luego a los planetas, las lunas y los otros cuerpos rocosos y helados que tenemos hoy en día. Pero lo más notable de estos granos es que demuestra que estos granos de silicato no se formaron en la nebulosa solar a partir de la condensación del gas a alta temperatura, sino que requieren que sean anteriores al Sistema Solar.
La razón es simple: la matriz de carbono orgánico, que encapsula (y por lo tanto agrega) los granos de silicato amorfo, se descompondrá térmicamente si alcanza una temperatura superior a 450 K. Por el contrario, todas las partes de la nebulosa solar alcanzan temperaturas más de 1.300 K, lo que indica que estas partículas de polvo se deben haber formado en la nube molecular pre-solar o en el disco protoplanetario externo.
De acuerdo con las simulaciones de la formación del disco protoplanetario, los grupos asimétricos de materia se contraen por completo en una dimensión primero, donde comienzan a girar. Ese "plano" es donde se forman los planetas, y muchos estadios intermedios han sido observados directamente por observatorios como el Hubble. Crédito de la imagen: STScl OPO - C Burrows y J. Krist (STScl), K. Stabelfeldt (JPL) y la NASA
Si queremos saber de dónde vino nuestro Sistema Solar, y cómo llegó a ser como es hoy, necesitamos absolutamente saber de qué se formó. Según su nuevo documento, el equipo de Ishii declara lo siguiente:
Nuestras observaciones restringen la formación de granos (del silicato) a ambientes fríos y ricos en radiación, lo que hace pensar que estos granos exóticos, únicos en una clase relativamente oscura de material extraterrestre, sobreviven al polvo de ambientes interestelares (variables) y por lo tanto al edificio original materiales de sistemas planetarios.
Relación petrográfica entre carbono orgánico y silicatos amorfos en PDI cometarios. (A) Imagen de campo oscuro anular de ángulo alto (HAADF) de una sección a través de la mitad de un único grano GEMS en U217B19 y (B) mapa de elemento de carbono correspondiente que muestra bordes orgánicos en subgranos dentro del grano GEMS. (C) Imagen HAADF de una sección a través de la mitad de un grano GEMS en LT39 y (D) mapa del elemento de carbono correspondiente que muestra un borde de carbono orgánico de mayor brillo que recubre la superficie exterior del GEMS. El borde de brillo más alto corresponde al carbono orgánico de mayor densidad con una relación C / O más alta (Apéndice SI). (E) Imagen HAADF de nanoglobulillos ricos en HAP (ng) compuestos por carbono orgánico de mayor densidad y un mapa de elementos (F). Rojo, C; azul, Mg; verde, Fe; y amarillo, S. Un nanoglobulillo tiene un manto GEMS parcial que se muestra en el Recuadro. (G) Imagen de HAADF de un nanoglobulo fuertemente decorado con GEMS. (H) Imagen de Brightfield de dos GEMS ricos en carbono, con uno a la derecha, un toro con un interior de carbono orgánico y un exterior inorgánico. Crédito de la imagen: Ishii et al., PNAS (2018), Artículo # 17-20167
Por primera vez, tenemos evidencia de dos generaciones de agregación que tienen lugar en el material que daría lugar a la formación de planetas y otros cuerpos sólidos en nuestro Sistema Solar. En esa evidencia, vemos sugerencias de que este material, formado fuera de la nebulosa solar que dio origen al Sol, contiene los primeros materiales que luego caerían para dar lugar a los mundos que observamos y habitamos en la actualidad.
Nuestra imagen ingenua de un disco que se calienta mucho, se fragmenta y se enfría para formar planetas puede ser demasiado simplista. En cambio, hemos aprendido que en realidad puede ser un material frío y externo que contiene la clave de nuestro patio trasero planetario. Si las conclusiones de Ishii et al. El papel soporta la prueba del tiempo, es posible que acabemos de revolucionar nuestra comprensión de cómo todos los sistemas planetarios nacen.
El astrofísico y autor Ethan Siegel es el fundador y escritor principal de Starts With A Bang! Sus libros, Treknology y Beyond The Galaxy, están disponibles dondequiera que se vendan libros.
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