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Nubes de polvo en el sistema solar
y en otros ambientes estelares
Dolores Maravilla
Instituto de Geofísica, UNAM
Los primeros estudios relacionados con la dinámica del
polvo cósmico fueron realizados en el siglo XVIII por J.D. Cassini
(1730), quien publicó el primer trabajo sobre el origen de la luz
zodiacal. Este trabajo fue el punto de partida para llevar a cabo
estudios relacionados con la composición química, el tamaño, la densidad,
el tiempo de vida en el medio interplanetario y las fuentes, así como
la distribución de partículas de polvo (granos) que pueblan el sistema
solar.
Actualmente se sabe que en el sistema planetario existen varias fuentes
de polvo, siendo las principales los asteroides y los cometas, quienes
pierden constantemente parte de la masa que los forma vía las colisiones
y/o la sublimación. La masa perdida pasa a formar parte de la población
de partículas de polvo en el medio interplanetario, las magnetósferas
y los anillos planetarios (véase Figura 1), el cinturón de asteroides,
el anillo de polvo solar y la nube de polvo zodiacal. Esta última
es una estructura con forma alentejada cuya densidad máxima se localiza
en el plano de la eclíptica (plano donde se sitúa la órbita de la
Tierra) y su abrillantamiento máximo se encuentra entre ese plano
y la posición de las constelaciones del zodiaco, de aquí que el fenoméno
óptico producido por ella reciba el nombre de luz zodiacal.
La luz zodiacal es producida por la superficie de las partículas de
polvo que dispersan la luz que reciben del Sol (véase Figura 2). Parámetros
como la intensidad, el color y la polarización de esta luz proporcionan
información, tanto de la distribución del polvo en el espacio así
como del tamaño de las partículas y de sus propiedades ópticas.
Todavía en la década pasada se pensaba que el polvo que forma la nube
zodiacal era el remanente de la materia primigenia que dio origen
al sistema solar. Estudios recientes han mostrado que este polvo,
así como el que se encuentra en otras regiones del mismo, son más
bien un producto de la evolución de los cuerpos más pequeños de nuestro
sistema y representan un cúmulo de deshechos del sistema planetario.
En general, las partículas de polvo que pueblan el medio interplanetario
pueden ser clasificadas en cuatro grupos con base en las dimensiones
de su radio: el primero toma en cuenta partículas con radios entre
1 y 100 micras, que producen básicamente la luz zodiacal y que se
encuentran formando la nube; el segundo consta de granos más grandes
(>> 500 micras) que llegan a la Tierra como lluvia de estrellas o meteoritos,
e incluso pueden observarse como cuerpos independientes cuando su
radio es mucho mayor (del orden de metros). Estas partículas de polvo
ingresan en la atmósfera terrestre a gran velocidad evaporándose y
ionizando el material atmosférico. Las que miden entre 100 y 500 micras
forman el tercer grupo, estos granos producen una cola de iones que
puede ser detectada mediante ecos de radar. Finalmente, los flujos
de partículas de alta velocidad constituyen el cuarto grupo y han
podido ser detectados por las naves espaciales y los satélites artificiales.
Los granos que forman estos flujos tienen radios de varias decenas
de micras, llegando a tener incluso varios centímetros de espesor
para polvo detectado en la vecindad de la Tierra.
La observación de un cometa es uno de los espectáculos más llamativos
que puede apreciarse en la bóveda celeste (véase figura 3); su abrillantamiento
se debe a que las partículas de polvo que se desprenden del núcleo,
cuando los cometas se acercan al Sol, dispersan la luz que reciben
de nuestra estrella, este acercamiento trae como consecuencia la sublimación
de las componentes volátiles y el hielo, así como la formación de
dos colas, una de iones y otra de polvo. En particular, las partículas
de polvo son aceleradas lejos del núcleo cometario por la fuerza de
presión de radiación solar y pueden contribuir a la densidad de polvo
en el medio interplanetario del sistema solar interior, así como a
la población de la componente polvosa en el cinturón de asteroides.
Por otro lado, los asteroides producen rocas meteóricas que son fragmentadas
en granos de polvo por colisiones. En estos granos, la fuerza de gravedad
que actúa sobre ellos es contrarrestada por la presión de radiación,
la cual limita su tiempo de vida en el sistema solar. Inicialmente
estos granos de polvo se mueven en órbitas keplerianas, y a medida
que se acercan al Sol la fuerza de gravedad que actúa sobre ellos
se ve compensada por la presión de radiación solar. Si en algún punto
de su trayectoria la fuerza de radiación excede la fuerza de gravedad,
los granos son eyectados del sistema solar como meteoritos beta (reciben
este nombre porque la razón entre la presión de radiación y la fuerza
de gravedad se define como: beta), de lo contrario, caen al Sol o
se evaporan antes de alcanzar la superficie solar.
Más allá del sistema solar, la población de polvo también está conectada
con el espacio interestelar. El movimiento del Sol respecto a las
estrellas que comparten el espacio interestelar local, origina un
flujo de gas neutro y partículas de polvo hacia el sistema solar.
Este flujo fue primeramente identificado por detectores a bordo de
la sonda espacial Ulises. La dirección y velocidad de impacto de las
partículas de polvo medida por los detectores establecieron que el
origen es más bien interestelar que interplanetario. Se cree que este
flujo causa la erosión por impacto de los objetos que forman el cinturón
de Kuiper, ya que éste se localiza en el sistema solar exterior y
es de donde provienen cometas y asteroides aunque es muy probable
que el flujo de polvo interestelar en el sistema solar haya cambiado
no sólo con el tiempo, sino también con el paso de los cuerpos planetarios
a través de las diferentes regiones del espacio interestelar.
El polvo interestelar que entra en el sistema solar interacciona con
el plasma del medio ambiente, el resultado de esta interacción es
la adquisición de la carga eléctrica por las partículas de polvo vía
la ionización por presión de radiación solar y estelar y por intercambio
de iones y electrones del plasma ambiente. Los granos estelares muy
pequeños adquieren una carga eléctrica relativamente alta (comparada
con su masa) y gracias a ella son deflectados de su órbita por la
fuerza de Lorentz, por esta razón la carga determina si las partículas
interestelares entran a la heliosfera (región del espacio interplanetario
donde domina el viento solar) o no.
Los granos interestelares que pasan a formar parte del sistema solar, originan
la extinción del polvo en el espacio interestelar y son deflectados hacia el
medio interplanetario en la frontera de la heliosfera. Desafortunadamente, las
partículas muy pequeñas no han podido ser detectadas en las regiones lejanas
del sistema solar exterior porque sólo los granos de varias decenas de micras
entran al sistema solar en órbitas keplerianas alrededor del Sol.
Recientemente, en nuestro sistema solar, han sido observadas las interacciones
entre el plasma y las partículas de polvo en las magnetosferas planetarias,
tal es el caso de la detección de los haces colimados de partículas
de polvo submicrométricas en regiones cercanas a Júpiter (Horanyi
M. et al., 1993). Una vez, que los granos se encuentran en
el medio interplanetario o dentro de una magnetosfera planetaria,
adquieren una carga eléctrica como resultado de la interacción entre
el plasma magnetosférico y el polvo o éste y el viento solar. Si la
razón carga/masa es suficientemente alta, las partículas de polvo
pequeñas ven modificada su dinámica en presencia del campo magnético.
Cuando la densidad del polvo es tal que forma la componente pesada
de un plasma (cualquier estado de la materia que contiene suficientes
cargas libres como para que su comportamiento dinámico sea gobernado
por fuerzas electromagnéticas) (Boyd y Sanderson, 1969), se crea el
sistema polvo-plasma mejor conocido como plasma polvoso. Este tipo
de plasmas se encuentra en los anillos planetarios, las magnetosferas
planetarias y las colas cometarias entre otros (Mendis D.A. 1997).
Por otro lado, el polvo que se encuentra en el medio interplanetario
no produce fenómenos de tipo colectivo y es ionizado cuando las superficies
de los granos interaccionan con las partículas energéticas que forman
el viento solar, la ionización se produce básicamente por sublimación
o destrucción colisional. Ambos fenómenos fueron detectados en el
sistema solar exterior por los medidores de partículas del viento
solar a bordo del Ulises y más recientemente, en medidas realizadas
en el ambiente solar por el satélite SOHO (véase Figura 4). Las mediciones
indican que la dinámica de este polvo está dominada por procesos físicos
complejos y desafortunadamente no revelan la composición química del
material que forma los granos de polvo.
El conocimiento de la composición química del polvo está limitado
a las muestras de meteoritos colectados en la Tierra y a los granos
colectados en la atmósfera terrestre. Más recientemente, los estudios
realizados en cometas han permitido identificar las propiedades químicas
del material permitiéndonos entender su origen así como la historia
del sistema solar. En particular, las observaciones espectroscópicas
han identificado la presencia de silicatos, así como el intervalo
de temperaturas en el cual este material estuvo expuesto durante la
formación y evolución de los cuerpos cometarios.
Observaciones del cometa Halley realizadas por las sondas Vega y Giotto,
permitieron identificar una gran abundancia de los elementos C, H,
O y N (Mendis D.A., 1985) en algunos granos (partículas CHON) indicando
posibles compuestos orgánicos presentes en el polvo cometario. Estos
compuestos son quizás las características más interesantes en el estudio
de los plasmas cometarios y los plasmas polvosos.
A principios de esta década, la NASA y la Agencia Espacial Europea
planearon tres misiones espaciales destinadas al estudio de las partículas
de polvo cometarias que serán desarrolladas a finales de este siglo,
estas misiones son:
- La misión ``Star Dust'', que proporcionará una muestra del material
cometario para ser analizada en la Tierra.
- La misión ``Rosetta'', que incluirá una sonda que aterrizará en
la superficie cometaria y llevará a cabo un reconocimiento mediante
sondeo.
- El experimento MIRO, que detectará las trazas de las especies moleculares
emitidas por el núcleo, así como de los granos de polvo.
Por otro lado, no sólo el estudio del material cometario es importante, sino
también el estudio de la evolución de los discos de material residual
circunestelar y del polvo interplanetario. Así como en nuestro sistema solar,
el tiempo de vida del polvo alrededor de las estrellas en la secuencia
principal está limitada, la existencia de los discos de residuos indican que
los planetesimales y los cometesimales son fuentes de polvo en el espacio
interplanetario e interestelar. Desafortunadamente, la existencia del polvo en
cualquier ámbito, dificulta o impide la observación de los cuerpos
planetarios; por ejemplo, la nube tenue de polvo de nuestro sistema solar,
limita la probabilidad de que la Tierra sea detectada desde regiones externas
al sistema planetario exterior; y en otros sistemas, la existencia de nubes de
polvo más densas imposibilitan el estudio de sus planetas. Por esto, estudiar
la dinámica del polvo en el sistema solar es de vital importancia para
comprender la evolución dinámica de las nubes de polvo circunestelares y su
conexión con los sistemas planetarios y tal vez en un futuro cercano se podrá
responder a preguntas como:
- ¿Cuál es la distribución de tamaños de partículas de polvo que
giran alrededor de cuerpos padres?
- ¿La existencia de los planetas puede cambiar la forma de la nube
de polvo?
- ¿Cómo influyen la radiación y las fuerzas electromagnéticas en
la dinámica del polvo?
- ¿Cómo podrían detectarse los planetas en otros sistemas solares
si su nube de polvo fuese muy densa?
La respuesta a todas estas interrogantes está vinculada con el estudio
de la dinámica de las partículas de polvo y sus efectos sobre el ambiente
cósmico, de la evolución de los sistemas planetarios a partir de las
nubes de polvo y los discos de materia residual, del tipo de material
que forma los granos y del calentamiento del mismo, de los procesos
físicos que intervienen en la adquisición de la carga eléctrica, de
la producción de los impactos de alta velocidad así como de las interacciones
del plasma con el polvo. Todos estos tópicos representan un gran reto
para la investigación espacial del futuro y sin lugar a dudas enriquecerán
el conocimiento que hasta ahora se tiene de la dinámica del polvo
cósmico.
Referencias
- Boyd T.J.M. and Sanderson J.J., 1969, Plasma
Dynamics, Butler and Tanner Ltd.
- Cassini J.D., 1730, ``Decouverte de la lumiere celeste
qui parait dans le zodiaque'', Mem. Acad. Roy. Sci., Paris,
8. Comp. Libraires, Paris, 119-209.
- Horanyi M. et al., 1993, JGR, 98,
21, 245.
- Mendis D.A. et al., The physics of the
comets, 1985, Gordon and Breach, Science Publishers, Inc.
- Shukla P., Mendis D.A. and Desai T., Advances
in Dusty Plasmas, 1997, Eds., Singapore Press.