Granos presolares
Los granos presolares son materia sólida interestelar en forma de diminutos granos sólidos que se originaron en un momento anterior a la formación del Sol. Los granos de polvo de estrellas presolares se formaron dentro de los gases salientes y refrigerantes de estrellas presolares anteriores.
La nucleosíntesis estelar que tuvo lugar dentro de cada estrella presolar le da a cada gránulo una composición isotópica única para esa estrella madre, que difiere de la composición isotópica de la materia de nuestro sistema solar, así como del promedio galáctico. Estas firmas isotópicas a menudo identifican procesos nucleares astrofísicos muy específicos que tuvieron lugar dentro de la estrella madre y prueban su origen presolar.
Terminología
Los meteorólogos a menudo usan el término para representar polvo de estrellas, granos que se originaron dentro de una sola estrella y que extraen de los meteoritos para estudiarlos. Sin embargo, debido a que la mayoría de los granos interestelares no son polvo de estrellas de una sola estrella, sino que son materia de nubes interestelares acumulada por granos presolares más pequeños, la mayoría de los granos presolares tampoco son polvo de estrellas. Lógicamente, todo el polvo de estrellas son granos presolares; pero no todos los granos presolares son polvo de estrellas. Sin embargo, esta terminología confusa está muy arraigada entre los meteorólogos del siglo XXI que prefieren usar los términos indistintamente, por lo que ambos usos deberían emplear o utilizar la expresión granos de polvo de estrellas presolares para polvo de estrellas.
Historia
En la década de 1960, se descubrió que los gases nobles neón y xenón tenían proporciones isotópicas inusuales en meteoritos primitivos; su origen y el tipo de materia que los contenía era un misterio. Estos descubrimientos se realizaron vaporizando una muestra a granel de un meteorito dentro de un espectrómetro de masas, para contar la abundancia relativa de los isótopos de la muy pequeña cantidad de gases nobles atrapados como inclusiones. Durante la década de 1970, experimentos similares descubrieron más componentes de isótopos de xenón atrapados. Se adelantaron especulaciones en competencia sobre los orígenes de los componentes isotópicos del xenón, todo dentro del paradigma existente de que las variaciones fueron creadas por procesos dentro de una nube de gas solar inicialmente homogénea.
Durante la década de 1970, se avanzó un nuevo marco teórico para la interpretación cuando Donald D. Clayton rechazó la creencia popular entre los meteorólogos de que el sistema solar comenzó como un gas caliente uniforme. En cambio, predijo que se encontrarían composiciones isotópicas inusuales pero predecibles dentro de los granos interestelares condensados térmicamente que se habían condensado durante la pérdida de masa de estrellas de diferentes tipos. Argumentó que tales granos existen en todo el medio interestelar. Los primeros artículos de Clayton que utilizaron esa idea en 1975 representaron un medio interestelar poblado con granos de supernova que son ricos en los isótopos radiogénicos de Ne y Xe que habían definido las radiactividades extintas. Clayton definió varios tipos de granos presolares de polvo de estrellas que probablemente se descubrirán: polvo de estrellas de estrellas gigantes rojas, sunocons (acrónimo de SUperNO va CONdensados) de supernovas, nebcons de condensación nebular por acreción de átomos y moléculas gaseosos de nubes frías, y novacons de nova condensación. A pesar del vigoroso y continuo desarrollo activo de esta imagen, las sugerencias de Clayton no fueron respaldadas por otros durante una década hasta que se descubrieron tales granos dentro de los meteoritos.
La primera consecuencia inequívoca de la existencia de polvo de estrellas dentro de los meteoritos provino del laboratorio de Edward Anders en Chicago, quien descubrió usando espectrometría de masas tradicional que las abundancias isotópicas de xenón contenidas dentro de un residuo carbonoso insoluble en ácido que quedó después de que la masa del meteorito había desaparecido. disuelto en ácidos coincidió casi exactamente con las predicciones para el xenón isotópico en el polvo de estrellas gigantes rojas. Entonces parecía seguro que los granos de polvo de estrellas estaban contenidos dentro de Anders'. residuo insoluble en ácido. Encontrar los granos de polvo de estrellas reales y documentarlos fue un desafío mucho más difícil que requirió ubicar los granos y demostrar que sus isótopos coincidían con los de la estrella gigante roja. Siguió una década de intensa búsqueda experimental en el intento de aislar granos individuales de esos portadores de xenón. Pero lo que realmente se necesitaba para descubrir el polvo de estrellas era un nuevo tipo de espectrómetro de masas que pudiera medir la menor cantidad de átomos en un solo grano. Varios laboratorios buscaron sondas de iones de pulverización catódica en un intento de demostrar un instrumento de este tipo. Pero las sondas de iones contemporáneas necesitaban ser tecnológicamente mucho mejores.
En 1987, se descubrió que los granos de diamante y los granos de carburo de silicio existían en abundancia en esos mismos residuos insolubles en ácido y que también contenían grandes concentraciones de gases nobles. A su vez, se midieron anomalías isotópicas significativas mediante mejoras en la espectrometría de masas de iones secundarios (SIMS) dentro de los elementos químicos estructurales de estos granos. Los experimentos SIMS mejorados mostraron que los isótopos de silicio dentro de cada grano de SiC no tenían proporciones isotópicas solares, sino las esperadas en ciertas estrellas gigantes rojas. Por lo tanto, el hallazgo de polvo de estrellas data de 1987. Para medir las proporciones de abundancia isotópica de los elementos estructurales (p. ej., silicio en un grano de SiC) en granos microscópicos de polvo de estrellas, se requirieron dos pasos tecnológicos y científicos difíciles: 1) ubicar granos de polvo de estrellas del tamaño de una micra dentro del la abrumadora masa del meteorito; 2) desarrollo de la tecnología SIMS a un nivel suficientemente alto para medir las relaciones de abundancia isotópica dentro de granos de tamaño micrométrico. Ernst Zinner se convirtió en un líder importante en aplicaciones SIMS para granos microscópicos.
En enero de 2020, el análisis del meteorito Murchison encontrado en Australia en 1969 reveló que su polvo de estrellas se formó hace entre 5 y 7 mil millones de años, más antiguo que el sol de la Tierra de 4,6 mil millones de años, lo que hace que el meteorito y su polvo estelar sean los material sólido más antiguo jamás descubierto en la Tierra.
En meteoritos
Los granos presolares son la materia sólida que estaba contenida en el gas interestelar antes de que se formara el Sol. El componente de polvo de estrellas se puede identificar en el laboratorio por sus abundancias isotópicas anormales y consiste en minerales refractarios que sobrevivieron al colapso de la nebulosa solar y la subsiguiente formación de planetesimales.
Para los investigadores de meteoritos, el término granos presolares se refiere a los granos presolares que se encuentran en los meteoritos, que consisten mayoritariamente en polvo de estrellas. Muchos otros tipos de polvo cósmico no se han detectado en los meteoritos. Los granos de polvo de estrellas presolares comprenden solo alrededor del 0,1 por ciento de la masa total de partículas que se encuentran en los meteoritos. Dichos granos son material isotópicamente distinto que se encuentra en la matriz de grano fino de los meteoritos, como las condritas primitivas. Sus diferencias isotópicas con el meteorito que lo encierra requieren que sean anteriores al Sistema Solar. La cristalinidad de esos grupos varía desde cristales de carburo de silicio de tamaño micrométrico (hasta 1013 átomos), hasta diamantes de tamaño nanométrico (alrededor de 1000 átomos) y cristales de grafeno sin capas de menos de 100 átomos Los granos refractarios lograron sus estructuras minerales al condensarse térmicamente dentro de los gases en expansión de las supernovas y de las estrellas gigantes rojas que se enfrían lentamente.
Caracterización
Los granos presolares se investigan mediante microscopios electrónicos de transmisión o de barrido (SEM/TEM) y métodos de espectrometría de masas (espectrometría de masas de gases nobles, espectrometría de masas de ionización por resonancia (RIMS), espectrometría de masas de iones secundarios (SIMS, NanoSIMS)). Los granos presolares que consisten en diamantes tienen un tamaño de solo unos pocos nanómetros y, por lo tanto, se denominan nanodiamantes. Debido a su pequeño tamaño, los nanodiamantes son difíciles de investigar y, aunque se encuentran entre los primeros granos presolares descubiertos, se sabe relativamente poco sobre ellos. Los tamaños típicos de otros granos presolares están en el rango de micrómetros.
Hasta ahora se han identificado granos presolares que consisten en los siguientes minerales:
- diamantes (C) granos de tamaño nanométrico (~2.6 nanometros (1.10000000en) diámetro) posiblemente formado por la deposición de vapor
- partículas de grafito (C) y aniones, algunas con núcleos de grafito sin capa
- carburo de silicio (SiC) submicrómetro a granos tamaño micrometer. Presolar SiC se presenta como granos de politipo único o entrecrecimientos de politipo. Las estructuras atómicas observadas contienen los dos politipos de orden más bajo: hexagonal 2H y cúbico 3C (con grados variables de trastorno de la falla de apilamiento) así como los granos SiC desórdenes 1dimensionales. En comparación, SiC sintetizado en laboratorios terrestres se sabe que forma más de cien politipos.
- carburo de titanio (TiC) y otros carburos dentro de los granos C y SiC
- nitruro de silicioSi3N4)
- corinioAl2O3)
- espina dorsalMgAl2O4)
- hibonita(Ca,Ce)(Al,Ti,Mg)12O19)
- óxido de titanioTiO2)
- minerales silicatos (olivina y piroxeno)
Información sobre la evolución estelar
El estudio de los granos presolares proporciona información sobre la nucleosíntesis y la evolución estelar. Granos que llevan la firma isotópica de "r-process" Los tipos de nucleosíntesis (rcaptura rápida de neutrones) y proceso alfa (captura alfa) son útiles para probar modelos de explosiones de supernova.
Por ejemplo, algunos granos presolares (granos de supernova) tienen excesos muy grandes de calcio-44, un isótopo estable de calcio que normalmente compone solo el 2% de la abundancia de calcio. El calcio en algunos granos presolares se compone principalmente de 44Ca, que presumiblemente son los restos del extinto radionúclido titanio-44, un isótopo de titanio que se forma en abundancia en supernovas de tipo II como SN 1987A después de captura rápida de cuatro partículas alfa por 28Si, después de que comienza normalmente el proceso de quema de silicio, y antes de la explosión de la supernova. Sin embargo, 44Ti tiene una vida media de solo 59 años y, por lo tanto, pronto se convierte por completo en 44Ca. También se han detectado en dichos granos excesos de los productos de descomposición de los nucleidos de vida más larga, pero extintos, calcio-41 (vida media 99.400 años) y aluminio-26 (730.000 años). Las anomalías isotópicas de proceso rápido de estos granos incluyen excesos relativos de nitrógeno-15 y oxígeno-18 en relación con las abundancias del Sistema Solar, así como excesos de nucleidos estables ricos en neutrones 42Ca y 49Ti.
Otros granos presolares (granos estelares AGB) brindan información isotópica y física sobre estrellas asintóticas de ramas gigantes, que han fabricado la mayor parte de los elementos refractarios más livianos que el hierro en la galaxia. Debido a que los elementos de estas partículas se formaron en diferentes momentos (y lugares) en la Vía Láctea temprana, el conjunto de partículas recopiladas proporciona una mayor comprensión de la evolución galáctica antes de la formación del Sistema Solar.
Además de proporcionar información sobre la nucleosíntesis de los elementos del grano, los granos sólidos proporcionan información sobre las condiciones fisicoquímicas en las que se condensaron y sobre los acontecimientos posteriores a su formación. Por ejemplo, considere las gigantes rojas, que producen gran parte del carbono en nuestra galaxia. Sus atmósferas son lo suficientemente frías como para que se produzcan procesos de condensación, lo que da como resultado la precipitación de partículas sólidas (es decir, aglomeraciones de múltiples átomos de elementos como el carbono) en su atmósfera. Esto es diferente a la atmósfera del Sol, que es demasiado caliente para permitir que los átomos se acumulen en moléculas más complejas. Estos fragmentos sólidos de materia se inyectan luego en el medio interestelar mediante presión de radiación. Por lo tanto, las partículas que llevan la firma de la nucleosíntesis estelar brindan información sobre (i) los procesos de condensación en las atmósferas de las gigantes rojas, (ii) los procesos de radiación y calentamiento en el medio interestelar y (iii) los tipos de partículas que transportaron los elementos de los que estamos hablando. hecho, a través de la galaxia a nuestro Sistema Solar.