Nuvem de poeira interplanetária - Interplanetary dust cloud
A nuvem de poeira interplanetária , ou nuvem zodiacal , consiste em poeira cósmica (pequenas partículas flutuando no espaço sideral ) que permeia o espaço entre os planetas dentro de sistemas planetários , como o Sistema Solar . Este sistema de partículas foi estudado por muitos anos a fim de compreender sua natureza, origem e relação com corpos maiores.
No Sistema Solar, as partículas de poeira interplanetária têm um papel na dispersão da luz solar e na emissão de radiação térmica , que é a característica mais proeminente da radiação do céu noturno , com comprimentos de onda que variam de 5 a 50 μm . Os tamanhos de partículas dos grãos que caracterizam a emissão infravermelha perto da órbita da Terra normalmente variam de 10–100 µm.
A massa total da nuvem de poeira interplanetária é aproximadamente a massa de um asteróide de raio de 15 km (com densidade de cerca de 2,5 g / cm 3 ). Abrangendo o zodíaco ao longo da eclíptica , essa nuvem de poeira é visível como a luz zodiacal em um céu sem lua e naturalmente escuro e é melhor vista em direção ao sol durante o crepúsculo astronômico .
As observações da espaçonave Pioneer na década de 1970 relacionaram a luz zodiacal com a nuvem de poeira interplanetária no Sistema Solar. Além disso, o instrumento VBSDC na sonda New Horizons foi projetado para detectar impactos da poeira da nuvem zodiacal no Sistema Solar.
Origem
As fontes de partículas de poeira interplanetárias (IDPs) incluem pelo menos: colisões de asteróides, atividade cometária e colisões no Sistema Solar interno, colisões do cinturão de Kuiper e grãos médios interestelares (Backman, D., 1997). Na verdade, uma das mais antigas controvérsias debatidas na comunidade de poeira interplanetária gira em torno das contribuições relativas à nuvem de poeira interplanetária de colisões de asteróides e atividade cometária.
Ciclo de vida de uma partícula
Os principais processos físicos "que afectam" (mecanismos de destruição ou de expulsão) partículas de poeira interplanetarias são: a expulsão por pressão de radiação , para dentro Poynting-Robertson (PR) arrastar radiação , vento solar pressão (com efeitos electromagnéticas significativas), sublimação , colisões mútuas, e a efeitos dinâmicos de planetas (Backman, D., 1997).
A vida útil dessas partículas de poeira é muito curta em comparação com a vida útil do Sistema Solar. Se encontrarmos grãos ao redor de uma estrela com mais de 10.000.000 de anos, então os grãos devem ter sido de fragmentos recentemente liberados de objetos maiores, ou seja, eles não podem ser grãos remanescentes do disco protoplanetário (Backman, comunicação privada). Portanto, os grãos seriam pó de "geração posterior". A poeira zodiacal no Sistema Solar é 99,9% de poeira de última geração e 0,1% de poeira intermediária interestelar de intrusão . Todos os grãos primordiais da formação do Sistema Solar foram removidos há muito tempo.
As partículas que são afetadas principalmente pela pressão da radiação são conhecidas como "beta meteoróides". Eles são geralmente menores que 1,4 × 10-12 ge são empurrados do Sol para o espaço interestelar.
Estruturas de nuvem
A nuvem de poeira interplanetária tem uma estrutura complexa (Reach, W., 1997). Além de uma densidade de fundo, isso inclui:
- Pelo menos 8 trilhas de poeira - acredita-se que sua fonte sejam cometas de curto período .
- Uma série de faixas de poeira, cujas fontes são consideradas famílias de asteróides no cinturão de asteróides principal . As três bandas mais fortes vêm da família Themis , da família Koronis e da família Eos . Outras famílias de origem incluem Maria , Eunomia e possivelmente as famílias Vesta e / ou Hygiea (Reach et al. 1996).
- São conhecidos pelo menos 2 anéis de poeira ressonantes (por exemplo, o anel de poeira ressonante da Terra, embora todos os planetas do Sistema Solar tenham um anel ressonante com uma "esteira") (Jackson e Zook, 1988, 1992) (Dermott , SF et al., 1994, 1997)
Coleta de poeira na Terra
Em 1951, Fred Whipple previu que micrometeoritos menores que 100 micrômetros de diâmetro poderiam ser desacelerados no impacto com a atmosfera superior da Terra sem derreter. A era moderna do estudo laboratorial dessas partículas começou com os voos de coleta estratosférica de DE Brownlee e colaboradores na década de 1970 usando balões e depois aviões U-2 .
Embora algumas das partículas encontradas fossem semelhantes ao material nas coleções de meteoritos atuais, a natureza nanoporosa e a composição de média cósmica desequilibrada de outras partículas sugeriram que elas começaram como agregados de granulação fina de blocos de construção não voláteis e gelo cometário. A natureza interplanetária dessas partículas foi posteriormente verificada por observações de gás nobre e erupções solares .
Nesse contexto, um programa de coleta atmosférica e curadoria dessas partículas foi desenvolvido no Johnson Space Center, no Texas. Esta coleção de micrometeoritos estratosféricos, junto com grãos presolares de meteoritos, são fontes únicas de material extraterrestre (para não mencionar serem pequenos objetos astronômicos por si só) disponíveis para estudo em laboratórios hoje.
Experimentos
As espaçonaves que carregaram detectores de poeira incluem Pioneer 10 , Pioneer 11 , Ulysses (órbita heliocêntrica à distância de Júpiter), Galileo (Orbitador de Júpiter), Cassini (orbitador de Saturno) e New Horizons (veja Venetia Burney Student Dust Counter ).
Veja também
- Entrada atmosférica
- Brian May
- Disco circunplanetário
- Poeira cósmica
- Poeira Intergaláctica
- Meio intergaláctico
- Espaço intergaláctico
- Poeira interplanetária
- Meio interplanetário
- Espaço interplanetário
- Poeira interestelar
- Meio interestelar
- Espaço interestelar
- Micrometeoróide
- Estrela do gato malhado
- Poeira zodiacal
Referências
Leitura adicional
- Jackson AA; Zook, HA (1988). "Um anel de poeira do sistema solar com a terra como seu pastor" . Nature . 337 (6208): 629–631. Bibcode : 1989Natur.337..629J . doi : 10.1038 / 337629a0 . S2CID 4351090 .
- Jackson AA; Zook, HA (1992). "Evolução orbital de partículas de poeira de cometas e asteróides" . Icarus . 97 (1): 70–84. Bibcode : 1992Icar ... 97 ... 70J . doi : 10.1016 / 0019-1035 (92) 90057-E .
- Maio, Brian Harold (2008). Um levantamento das velocidades radiais na nuvem de poeira zodiacal (tese de doutorado) . Nova York: Springer. ISBN 978-0-387-77705-4.
- Backman, Dana (1997). "Exozody Workshop, NASA-Ames, outubro 23-25, 1997". Extrasolar Zodiacal Emission - NASA Study Panel Report .
- Relatório do Painel da NASA sobre Emissão Zodiacal Extrasolar
- Dermott, SF; Jayaraman, S .; Xu, YL; Gustafson, AAS; Liou, JC (30 de junho de 1994). "Um anel circunsolar de poeira de asteróide em travamento ressonante com a Terra". Nature . 369 (6483): 719–23. Bibcode : 1994Natur.369..719D . doi : 10.1038 / 369719a0 . S2CID 4345910 .
- Dermott, SF (1997). "Assinaturas de planetas na luz zodiacal". Extrasolar Zodiacal Emission - NASA Study Panel Report .
- Levasseur-Regourd, AC (1996). "Propriedades ópticas e térmicas da poeira zodiacal". Física, Química e Dinâmica da Poeira Interplanetária, ASP Conference series, Vol 104 . pp. 301–.
- Reach, W. (1997). "Estrutura geral da nuvem de poeira zodiacal". Extrasolar Zodiacal Emission - NASA Study Panel Report .
- Alcance, WT; Franz, BA; Weiland, JL (1997). "A Estrutura Tridimensional das Bandas de Pó Zodiacal". Icarus . 127 (2): 461–484. Bibcode : 1997Icar..127..461R . doi : 10.1006 / icar.1997.5704 .