¿Qué es el polvo cósmico?

Por Johan Olofsson, investigador asociado del Núcleo Milenio de Formación Planetaria e investigador del Instituto de Física y Astronomía de la Universidad de Valparaíso.

El polvo es está presente en todas partes en nuestro Universo, formando parte del medio interestelar, circulando alrededor de agujeros negros activos, en nebulosas planetarias y en discos alrededor de estrellas jóvenes (¡y viejas!). Los granos de polvo también pueden verse como las piezas fundamentales para formar los planetas. Pero esta noción nos induce a un tremendo desafío, ya que estas pequeñas partículas de un micrómetro de tamaño (10 veces menor que el diámetro de uno de nuestros cabellos), deben “crecer” / “coagular”, etc., para formar planetas con diámetros de miles de kilómetros. Este crecimiento desmesurado corresponde a 12 órdenes de magnitud (un orden de magnitud es un cambio en un factor 10, por ejemplo, la comparación del tamaño de una hormiga con el largo de una cancha de fútbol, son tan sólo cuatro órdenes de magnitud).

De este modo, estas “piezas clave” en la formación de los planetas deben de ser estudiadas en gran detalle para saber, por ejemplo, como nuestra tierra llegó a existir. Debemos de entender cuáles son las principales propiedades de estos granos, cuáles son las composiciones típicas, como interactúan unos con otros, y sobre todo, cómo son capaces de crecer de este modo.

Como ya se dijo, encontramos polvo cósmico en muchos ambientes y las condiciones de esos ambientes (temperaturas, etc.) son muy distintas. Resulta natural entonces inferir que las propiedades de los granos de polvo dependen en gran medida del ambiente en el que “vivan”. En esta columna nos centraremos en el estudio de granos de polvo en discos que rodean a estrellas y lo que hemos / podemos aprender sobre ellos.

Para estudiar la composición química de los granos de polvo, podemos usar espectroscopía (puedes leer más sobre esto en esta columna). Entonces, en el caso de los granos de polvo que pueblan un disco alrededor de una estrella, el mejor rango para hacer el estudio de su composición es el infrarrojo. Esto ocurre porque la estrella calienta los granos de polvo y estos re-emiten esta energía en dicho rango de longitud de onda. Al igual que cuando un hierro se calienta y se vuelve de distintos colores (“o emite distintos colores”), entre ellos el rojo, los granos de pequeño tamaño, expuestos a la radiación tremenda de las estrellas, se vuelven de un color que nosotros no podemos ver con nuestros ojos (demasiado rojo), pero que son extremadamente brillantes al verlos con aparatos similares a los lentes de visión nocturna.

Una segunda razón, igual de importante, para captar la energía emitida por los granos de polvo en el infrarrojo, es que distintos elementos químicos pueden identificarse en distintas longitudes de onda. De este modo, el silicio es particularmente fácil de identificar en el infrarrojo, y, precisamente, los granos de polvo más comunes en el Universo parecen ser ricos en silicio y oxígeno (llamados silicatos, muy similares a la arena de las playas).

Explicar exactamente cómo se produce la emisión de estos granos de polvo es complicado, pero podemos imaginar que los átomos de silicio y oxígeno tienen unas ciertas uniones que permiten que estos átomos roten y vibren unos con respecto a otros en distintas direcciones. Dependiendo de la cantidad de movimiento, etc, la emisión será mayor o menor en los distintos colores infrarrojos. Además, si los granos  contienen silicio y oxígeno junto con trazas de hierro o magnesio, la cantidad de energía emitida en cada color (es decir, la intensidad relativa de colores) será distinta también. De este modo, descomponiendo la luz infrarroja que nos llega de estos granos, podemos inferir sobre su composición. Por si esto no fuera suficientemente sorprendente (¡recuerden que estamos hablando de medir / inferir, la composición química de granos de polvo pequeños que están situados a cientos y cientos de años luz!), estudiando su emisión infrarroja podemos también dilucidar cuál es su tamaño típico, es decir, si el disco que estamos observando está compuesto principalmente por partículas del tamaño de micrones o decenas de los mismos.

Este tipo de análisis sofisticado es posible porque durante años se ha experimentado en laboratorios, viendo como distintos tamaños y composiciones de granos de polvo emitirían frente a complejos sistemas ópticos y distintas condiciones ambientales. De este modo, los astrónomos podemos comparar como la emisión de esas partículas, de las cuales conocemos sus tamaños, por ejemplo, se comparan con las observaciones que hacemos de partículas en discos entorno a otras estrellas (el lector debe imaginar que las distancias son tan enormes que en un píxel de una “cámara” astronómica se recupera la emisión de millones de granos de polvo. Es decir, podemos ver la emisión de un grano de polvo en particular).

Con todo esto en mente, 2003 fue un año muy importante para el polvo cósmico ya que se lanzó el satélite espacial Spitzer, el que observó cientos de discos entorno a estrellas jóvenes (en términos astronómicos, porque “tienen” entre uno y cinco millones de años, ¡puros bebés estelares!). Por supuesto, el satélite iba equipado con un espectrógrafo infrarrojo. En estos estadios evolutivos tan tempranos, las estrellas están rodeadas de una gran cantidad de polvo. Imagínense toda la masa de la tierra pulverizada y multipliquen esa idea por 2, 5, 10 o más veces. Estos momentos de juventud de las estrellas son extremadamente importantes porque en esos discos, a partir de esos granos de polvo que los pueblan, se formarán los planetas (o al menos eso parecen indicar las observaciones y las teorías que se tienen hasta ahora). Cuando decimos que somos polvo de estrellas, es precisamente porque esos granos de polvo que terminarán componiendo todo lo que conocemos, fueron producidos en el interior de las estrellas y dispersados en el medio entre las estrellas, en las nubes de gas y polvo que darán lugar a estos discos entorno a nuevas estrellas. Pero entonces, recuperando nuestra primera idea, estos granos de estas nubes y el medio interestelar son extremadamente pequeños (más pequeños que una millonésima de metro). Lo que el satélite Spitzer nos permitió descubrir es que en estos discos tan jóvenes ya había partículas mayores que estos granos tan pequeños y, por tanto, en apenas unos millones de años (un parpadeo astronómico) de algún modo, las partículas de polvo han podido crecer en un factor 2 o 5. ¡Imagínense que en nuestra vida, a los dos días de nacer, en pocos minutos, un ser humano doblara su tamaño o lo multiplicara por cinco!

La manera más aceptada/consensuada para explicar este crecimiento tan eficiente es por coagulación que da lugar a amorfas cadenas con alta porosidad. Lo aún más impresionante (si no han tenido aún suficiente impresión) es que este proceso de crecimiento ha de continuar y sufrir cambios para dar lugar a cuerpos tan grandes como el asteroide Ceres, y, eventualmente, satélites naturales y planetas. Ahora bien, estas etapas de crecimiento están aún escondidas para nosotros, ya que la instrumentación que tenemos actualmente es ciega a estos procesos.

Con grandes incógnitas aún por ser descifradas, es muy probable que el Universo siga sorprendiéndonos a medida que vamos construyendo mejores observatorios capaces de observar qué sucede con este polvo cósmico que vemos en todas partes.

La imagen que ilustra esta nota pertenece al grupo del Laboratorio de Astrofísica de la AIU Jena y muestra el tamaño típico de un grano de polvo medido en un laboratorio y representa una buena analogía de un grano de polvo en un disco protoplanetario.

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