Astronomia: El 28 de setembre del 1969, a Murchinson (Victoria) es pogué observar un bòlid brillant. Alguns testimonis veieren com s’escindia en tres fragments, deixant un potent rastre de fum. Uns trenta segons més tard, aquests mateixos testimonis sentiren un terratrèmol. En les hores següents foren identificats aeròlits, el més gros dels quals feia 7 kg. Un altre, de 680 grams, fou trobat dins d’un paller després d’haver foradat el sostre. Hom aplegà 100 kg de fragments. Aquesta quantitat de material aerolític, i el fet d’haver estat observat abans de l’impacte, fa del meteorit Murchinson un dels més investigats. Mig segle després, encara en la premsa científica trobem de tant reports sobre algun aspecte. Aquesta setmana a la revista PNAS podem llegir un article encapçalat per Philipp R. Heck, del Field Museum of Natural History de Chicago, en el qual es reporta la presència de grans de carbur de silici que correspondrien a pols interestel·lar presolar de més de 7000 milions d’anys d’antiguitat. Es tracta del material present a la Terra més antic conegut, més antic que la pròpia Terra i que el nostre propi Sistema Solar. Datar la pols interestel·lar no és fàcil, ja que no s’hi poden utilitzar mètodes astronòmics. Tampoc no es poden utilitzar mètodes de datació basats en isòtops radioactius de semivida llarga. Heck et al., doncs, opten per aplicar un mètode basat en la formació d’isòtops de neó associada amb el bombardament de pols interestel·lar per raigs còsmics galàctics. L’apliquen a 40 grans grossos de carbur de silici presents en el meteorit Murchinson. D’acord amb la presència de neó-21, isòtop cosmogènic, aquests grans tindrien antiguitats diverses, però n’hi ha 12 que arribarien a 7-8 milers de milions d’anys, és a dir que serien entre 3 i 4 mil milions d’anys més antics que el nostre propi Sol. En el medi interestel·lar, el 60% dels grans d’aquesta tipologia tenen una durada típica inferior als 300 milions d’anys, i tan sols un 8% depassa els 1000 milions d’anys de persistència. Heck et al., doncs, pensen que els grans del meteorit Murchison pervisqueren gràcies al fet d’haver condensat en les emissions d’estels gegants fa menys de 4,9 milers de milions d’anys. Aquests estels gegants, al seu torn, s’haurien format fa 7.000 milions d’anys, en un període d’elevada astrogènesi. D’aquesta època astrogènica dataria l’agregació de, si més no, 12 dels 40 grans analitzats, com a pols interestel·lar. D’acord amb les quantitats trobades d’heli-3 i de neó-21 en aquests grans, cal pensar que els objectes parentals eren fins a 30 vegades més grossos que no pas són ara aquests grans del meteorit Murchinson. Per la validesa del mètode, és important assumir la major part dels isòtops cosmogènics d’aquests grans es formaren en el medi interestel·lar i no pas en el període inicial del nostre Sol. Com el material més antic datable a la nostra disposició, aquests grans ens ofereixen com mai una finestra al període precedent a la formació del nostre estel.
Electromicrografies d’escombrat del gra L3_01. Veiem el gra abans (A) i després (B) d’haver estat imprès damunt d’or, amb detalls de les fractures prèvies (C) i posteriors (D) a la fixació en el substrat
Pols interestel·lar
Aquesta recerca fou dissenyada per Philip R. Heck, Frank Gyngard iRainer Wieler. Heck és curador d’estudis meteorítics i polars del Field Museum de Chicago. Gyngard és membre del Physics Department de la Washington University de St. Louis (Missouri), i del Center for NanoImaging de la Harvard Medical School. Wieler és membre de l’Institut für Geochemie und Petrologie de la ETH Zürich.
La recerca fou realitzada pels propis Heck i Gyngard, juntament amb Jennika Greer (estudiant de grau del Fields Museum i de la University of Chicago), Levke Kööp (també del Fields Museum), Reto Trappitsch (del Lawrence Livermore National Laboratory, LLNL) i Janaína N. Ávila (de la Research School of Earth Sciences de l’Australian National University, de Canberra).
Contribuïren amb nous reactius o amb noves eines analítiques, a més de Gyngard i Wieler, Henner Busemann (ETH Zürich), Colin Maden (ETH Zürich) i Andrew M. Davis (Fields Museum).
L’anàlisi de dades fou realitzada per Heck, Greer, Gyngard, Davis i Wieler.
La recerca fou finançada amb ajuts de la NASA a Heck (NNX11AG77G, NNX15AC53G, 80NSSC19K0504) i a Davis (NNX15AF78G i 80NSSC17K0251), i de la Tawani Foundation a Heck i Greer, així com de la Fundació Nacional de Ciència de Suïssa. Greer disposa de beques de la NSF, i Ávila del Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico. Wieler rebé el suport del Field Museum en la seva estada a Chicago.
Heck i Wieler redactaren l’article que aquesta setmana es publica al Proceedings of the National Academy of Science (PNAS).
Fragment del meteorit Murchinson conservat en el National Museum of Natural History, de Washington DC. El meteorit Murchinson és un meteorit rocallós de la classe de les condrites, caracteritzada per no haver patit fosses o diferenciacions. És una condrita carbonànica del grup CM2, amb una abundància d’inclusions riques en calci i alumini. Té un contingut de ferro del 22%, i un contingut d’aigua del 12%. En el meteorit s’hi ha detectat la presència de diverses molècules orgàniques, entre elles uns 15 aminoàcids.
La pols còsmica consisteix en partícules que poden anar d’unes poques molècules o adquirir dimensions de l’ordre de 0,1 µm, encara que algunes poden arribar a masses de 100 mg. Segons la seva localització podem parlar de pols circumplanetari o circumstel·lar, o bé de pols interplanetària, interestel·lar o intergalàctica. En la dinàmica d’una galàxia, la pols interestel·lar influeix en l’evolució tèrmica i química, així com en la taxa de formació d’estels (taxa d’astrogènesi). Globalment, però, la pols interestel·lar suposa tan sols l’1% de la massa del medi interestel·lar: la major part, doncs, consisteix en material gasós (hidrogen i heli, bàsicament). Ara bé, si descomptem els elements lleugers (hidrogen i heli) i ens quedem amb els altres (els que, col·lectivament, són anomenats “metalls” pels astrofísics), veiem una fracció considerable associada a la pols interestel·lar.
Gràcies a les observacions tele-espectroscòpiques, disposem actualment d’un nodrit coneixement sobre la composició, estructura i mida de les partícules de la pols interestel·lar, i de com participen en la formació de sistemes estel·lars i planetaris. No és possible, però, datar amb mètodes astronòmics l’antiguitat o el període d’existència de la pols interestel·lar, de manera que els aspectes dinàmics són tractats més aviat amb models teòrics. Els models teòrics prediuen que la vida mitjana d’un gra interestel·lar seria de l’ordre de 100 milions d’anys. Aquest període d’existència seria limitat sobretot per la interacció amb les ones de xoc emeses per supernoves. Pel grans de majors dimensions, però, la vida mitjana podria ser desenes o centenars de vegades superior.
Un mètode per determinar el temps de residència interestel·lar de grans de carbur de silici
Heck et al. cercaven establir un mètode de laboratori que oferís una estimació del temps de residència en el medi interestel·lar de grans còsmics. Concretament, pensen en grans de carbur de silici presents en meteorits però d’una antiguitat superior a la nostre Sistema Solar.
El material de partida són fragments del meteorit Murchinson. L’asteroide d’on procedia el meteorit té una antiguitat estimada de 4.600 milions d’anys, és a dir del període inicial del nostre Sistema Solar. Però alguns dels grans inclosos en el meteorit són més antics, i han romàs inalterats des de la incorporació en l’asteroide. El caràcter presolar dels grans és postulat per Heck et al. d’acord amb les anomalies de distribució isotòpica que s’hi detecten.
En el disc protoplanetari que envoltava el Sol primigeni, només una fracció dels materials presolars mantingué la integritat malgrat els processos del medi interestel·lar, primer, i del Sistema Solar, després. Així doncs, hom suposa que la major part de la pols present en el núvol interestel·lar que donaria lloc al Sol havia estat condensada de bell nou, i tan sols un petit percentatge seria material previ. En la nebulosa proto-solar que succeí al núvol interestel·lar, el refredament del gas promogué la condensació de més pols, de manera que el percentatge de material presolar encara disminuí més. Una vegada ja format el Sol, l’acreció del material del disc (la formació de planetèssims), aquesta pols presolar declinà encara més en quantitat degut a alteracions de metamorfisme termal i hídric.
Hom indica sovint que els meteorits constitueixen un dels materials més antics del nostre Sistema Solar, en el sentit que procedeixen en general de planetèssims que han patit poc processament ulterior. Però en general, els materials presolars en els meteorits no constituirien més enllà d’una fracció de 200 ppm. En la pols associada amb alguns cometes (com el 26P/Grigg-Skjellerup, que el 1992 fou visitat per la sonda Giotto), el material presolar pot arribar a constituir una fracció de l’1%.
Heck et al. caracteritzaren els grans del meteorit Murchinson amb microscòpia electrònica, i els classificaren amb l’ús d’espectrometria de masses d’ió secundari a escala nanoscòpica (NanoSIMS).
L’espectrometria de masses permet analitzar l’abundància de diversos núclids (cadascun caracteritzat per un determinat nombre de protons i de neutrons). Alguns d’aquests núclids es formen com a resultat de reaccions d’espal·lació desencadenades per raigs còsmics galàctics (protons i núclids d’heli-4 d’alta energia). L’abundància d’aquests núclids seria proporcional al temps de residència en el medi interestel·lar dels materials, ja que en l’interior del Sistema Solar, la incidència de raigs còsmics galàctics és molt inferior).
En estudiar l’acció dels raigs còsmics sobre els materials, hom prefereix centrar-se en els núclids cosmogènics que, sense aquesta acció, tindrien una abundància molt baixa en el material. És el cas d’alguns isòtops d’heli (He), de neó (Ne) i de liti (Li).
Heck et al. triaren com a material els grans de carbur de silici (SiC) per diverses raons: són grans relativament grossos; retenen de manera elevada núclids cosmogènics; és un material d’elevada perdurabilitat. Val a dir, però, que el carbur de silici suposa únicament una petita fracció de la pols interestel·lar.
La major part dels grans interestel·lars de SiC s’originen en estels gegants de tipus BAG, fase final del desenvolupament d’estels de massa petita o mitjana. La composició isotòpic inicial d’heli i de neó és l’heretada de l’estel on s’han format aquests grans.
Una anàlisi de 50 grans de SiC
Heck et al. fonamenten el seu estudi en les taxes de radiació còsmica interestel·lar que ha estimat la Voyager 1 en creuar els límits del nostre Sistema Solar. L’isòtop cosmogènic que estudien és el neó-21. Així doncs, han processat el component de gasos nobles de 27 grans de SiC, i també han reavaluat les dades d’uns altres 22 grans, tots ells procedents del meteorit Murchinson.
El neó present a les mostres es pot diferenciar en tres components:
– un component és neó originari de l’atmosfera terrestre, i que s’ha incorporat als grans del meteorit en els darrers 50 anys.
– un altre component és neó nucleosintètic, incorporat en els grans en el moment de formació, en el vent estel·lar originat en la fase final de gegant.
– el component d’interès és el neó cosmogènic, format arran del bombardament del SiC amb raigs còsmics galàctics.
Dels 27 grans de SiC analitzats, d’acord amb la seva composició isotòpica de carboni, nitrogen i silici, tots ells procedirien d’emissions d’estels gegants en la seva final. Dels 22 grans reanalitzats, n’hi ha tres, però, que escapen a aquesta classificació, com indicaria un baix valor de la fracció 12C/13C.
Dels 49 grans inclosos en l’estudi, hi ha dades d’edat d’exposició basades en l’abundància de 3He per a 30, i basades en l’abundància de 21Ne per a 24. D’aquestes dades en resulten estimacions superiors d’edat per a 12 grans d’acord amb 3He i per a 16 d’acord amb 21Ne, havent-hi totes dues estimacions per a 18 grans. Heck et al. consideren que les dades basades en 21Ne són més robustes. Cal pensar, a més, que els grans estudiats no són més que una fracció de com eren quan es trobaven en el medi interestel·lar: llavors haurien tingut diàmetres entre 3 i 30 vegades superiors. Dels 16 grans analitzats, n’hi ha 4 que serien fragments de grans originaris, mentre que els 8 restants presenten una forma euhèdrica, compatible amb el fet d’ésser el resultat d’una desagregació més que no pas d’una fragmentació.
De 19 grans de SiC s’han obtingut dades isotòpiques de liti. La majoria presenten una ratio 7Li/6Li inferior al valor típic de 12 dels materials de meteorits condrítics. Aquesta discrepància s’explicaria per un excés de 7Li associat a l’acció de raigs còmics galàctics.
Si atenem a les estimacions basades en 21Ne, alguns grans SiC no haurien tingut un període de residència presolar en l’espai interestel·lar de gaire més que uns 3 milions d’anys. D’altres, però, serien substancialment més antics, uns 3300 milions d’anys més antics que el propi Sistema Solar.
El temps de residència d’un gra de SiC en l’espai interestel·lar
Dels grans analitzats, el 50% presenten una exposició als raigs còsmics galàctics inferior a 200 milions d’anys. El 60% no arriba als 300 milions d’anys.
Els grans analitzats tenen diàmetres superiors a 2 µm. Els models teòrics, calculen que un gra típic inferior a 1 µm de diàmetre podria resistir íntegre en el medi interestel·lar entre 100 i 300 milions d’anys.
Heck et al. remarquen el fet que en el meteorit Murchinson hi hagi un nombre de grans relativament grossos de SiC que presentin durades d’exposició al medi interestel·lar semblants. Per explicar-ho, proposen que aquests grans s’haurien originat d’una població d’estels gegants amb masses de l’ordre de dues vegades la massa del nostre Sol. Fa 7.000 o 9.000 milions d’anys, la nostra galàxia hauria experimentat un taxa d’astrogènesi superior a l’actual. Hi ha indicis d’aquesta onada astrogènica en la composició isotòpica de silici de grans presolars de SiC. L’onada astrogènica podria haver estat desencadenada per una fusió galàctica.
Els grans més antics estudiats per Heck et al. serien fins i tot anteriors a aquesta onada astrogènica. Els grans més antics també tendeixen a ser més petits, i tenen més fàcil difondre grans distàncies a través de la galàxia.
La datació de grans presolars a través de l’abundància relativa de 21Ne pot ajudar a il·luminar aspectes dels models teòrics sobre el cicle de formació, distribució i destrucció de la pols interestel·lar, i també a identificar fluctuacions en la taxa astrogènica pretèrita de la nostra galàxia.
Lligams:
– Lifetimes of interstellar dust from cosmic ray exposure ages of presolar silicon carbide. Philipp R. Heck, Jennika Greer, Levke Kööp, Reto Trappitsch, Frank Gyngard, Henner Busemann, Colin Maden, Janaína N. Ávila, Andrew M. Davis, Rainer Wieler. PNAS (2020)
