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Poeira cósmica

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(Redirecionado dePoeira interestelar)
Partícula de poeira interplanetária decondritoporoso

Apoeira cósmica,também chamada depoeira extraterrestreoupoeira espacial,é umapoeiraque existe noespaço sideralou caiu naTerra.[1][2]A maioria das partículas de poeira cósmica mede entre algumasmoléculase 0.1 mm (100micrômetros). Partículas maiores são chamadas demeteoroides.A poeira cósmica pode ser ainda mais distinguida por sua localização astronômica:poeira intergaláctica,poeira interestelar, poeira interplanetária (como nanuvem zodiacal) epoeira circunplanetária(como em umanel planetário).

NoSistema Solar,a poeira interplanetária causa aluz zodiacal.A poeira do Sistema Solar incluipoeira de cometa,poeira asteroidal,poeira docinturão de Kuipere poeira interestelar que passa pelo Sistema Solar. Estima-se que milhares de toneladas de poeira cósmica alcancem a superfície da Terra a cada ano,[3]com a maioria dos grãos tendo uma massa entre 10−16kg (0.1 pg) a 10−4kg (100 mg).[3]A densidade da nuvem de poeira através da qual a Terra está viajando é de aproximadamente 10−6grãos de poeira/m3.[4]

A poeira cósmica contém algunscompostos orgânicoscomplexos (sólidos orgânicos amorfos com uma estrutura mista dearomático-alifática) que podem ser criados naturalmente e rapidamente pelasestrelas.[5][6][7]Uma fração menor de poeira no espaço é a "poeira estelar", que consiste em minerais refratários maiores que se condensaram como matéria deixada por estrelas.

Partículas de poeira interestelar foram coletadas pelasonda espacialStarduste as amostras foram devolvidas à Terra em 2006.[8][9][10][11]

Estudo e importância

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Impressão artística da formação de poeira ao redor da explosão de umasupernova[12]

A poeira cósmica já foi apenas um aborrecimento para osastrônomos,pois obscurece objetos que eles desejavam observar. Quando aastronomia infravermelhacomeçou, as partículas de poeira foram consideradas componentes importantes e vitais dos processos astrofísicos. Sua análise pode revelar informações sobre fenômenos como a formação doSistema Solar.[13]Por exemplo, a poeira cósmica pode causar a perda de massa quando umaestrelaestá chegando ao fim de sua vida, desempenhar um papel nos estágios iniciais daformação estelare formarplanetas.No Sistema Solar, a poeira desempenha um papel importante naluz zodiacal,nosraiosdoAnel BdeSaturno,nosanéis planetáriosdifusos externos emJúpiter,Saturno,UranoeNetunoe noscometas.

Luz zodiacalcausada pela poeira cósmica[14]

O estudointerdisciplinarda poeira reúne diferentes campos científicos:física(estado sólido,teoria eletromagnética,física de superfície,física estatística,física térmica),matemática fractal,química de superfícieem grãos de poeira,meteorítica,bem como todos os ramos daastronomiaeastrofísica.[15]Essas áreas díspares de pesquisa podem ser vinculadas pelo seguinte tema: as partículas de poeira cósmica evoluem ciclicamente; quimicamente, fisicamente e dinamicamente. A evolução da poeira traça caminhos pelos quais oUniversorecicla material, em processos análogos às etapas de reciclagem diárias com as quais muitas pessoas estão familiarizadas: produção, armazenamento, processamento, coleta, consumo e descarte.

As observações e medições da poeira cósmica em diferentes regiões fornecem uma visão importante sobre os processos de reciclagem do Universo; nas nuvens domeio interestelardifuso, nasnuvens moleculares,napoeira circunstelardeobjetos estelares jovense emsistemas planetárioscomo o Sistema Solar, onde os astrônomos consideram a poeira em seu estado mais reciclado. Os astrônomos acumulam "instantâneos" observacionais de poeira em diferentes estágios de sua vida e, ao longo do tempo, formam um filme mais completo das complicadas etapas de reciclagem do Universo.

Parâmetros como o movimento inicial da partícula, propriedades do material,plasmainterveniente ecampo magnéticodeterminaram a chegada da partícula de poeira ao detector de poeira. Mudar ligeiramente qualquer um desses parâmetros pode gerar um comportamento dinâmico de poeira significativamente diferente. Portanto, pode-se aprender sobre de onde esse objeto veio, e o que é (no) meio intermediário.

Métodos de detecção

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Poeira cósmica daGaláxia de Andrômeda,conforme revelada naluz infravermelhapeloTelescópio Espacial Spitzer

A poeira cósmica pode ser detectada por métodos indiretos que utilizam as propriedadesradiativasdas partículas de poeira cósmica.

A poeira cósmica também pode ser detectada diretamente ('in-situ') usando uma variedade de métodos de coleta e de uma variedade de locais de coleta. As estimativas do influxo diário de material extraterrestre que entram naatmosfera da Terravariam entre 5 e 300 toneladas.[16][17]

ANASAcoleta amostras de partículas depoeira estelarna atmosfera da Terra usando coletores de placas sob as asas deaviõesque voam naestratosfera.Amostras de poeira também são coletadas de depósitos superficiais nas grandes massas de gelo daTerra(AntárticaeGroenlândia/Ártico) e em sedimentos do fundo do mar.

Donald Brownlee,daUniversidade de WashingtonemSeattle,identificou com segurança a natureza extraterrestre das partículas de poeira coletadas no final da década de 1970. Outra fonte são osmeteoritos,que contêm poeira estelar extraída deles. Os grãos de poeira estelar são peças sólidas refratárias de estrelas presolares individuais. Eles são reconhecidos por suas composições isotópicas extremas, que só podem ser composições isotópicas dentro de estrelas evoluídas, antes de qualquer mistura com o meio interestelar. Esses grãos se condensaram da matéria estelar à medida que ela esfriava ao deixar a estrela.

Poeira cósmica daNebulosa Cabeça de Cavalorevelada peloTelescópio Espacial Hubble

No espaço interplanetário, detectores de poeira em espaçonaves planetárias foram construídas e lançadas, alguns estão atualmente voando e outros estão sendo construídos para voar. As grandes velocidades orbitais das partículas de poeira no espaço interplanetário (normalmente 10 a 40 km/s) tornam a captura de partículas intactas problemática. Em vez disso, os detectores de poeira in-situ são geralmente concebidos para medir parâmetros associados ao impacto de alta velocidade das partículas de poeira no instrumento e, em seguida, derivar as propriedades físicas das partículas (geralmente massa e velocidade) por meio de calibração de laboratório (ou seja, impactar partículas aceleradas com propriedades conhecidas em uma réplica de laboratório do detector de poeira). Ao longo dos anos, os detectores de poeira mediram, entre outros, o flash de luz de impacto, o sinal acústico e a ionização de impacto. Recentemente, o instrumento de poeira nasonda espacialStardustcapturou partículas intactas noaerogelde baixa densidade.

No passado, detectores de poeira nas missões espaciaisHEOS-2,Helios,Pioneer 10,Pioneer 11,Giotto,GalileoeCassini,nos satélitesLDEF,EURECAe Gorid em órbita terrestre, e alguns cientistas utilizaram aVoyager 1e2comosondas Langmuirgigantes para amostrar diretamente a poeira cósmica. Atualmente, detectores de poeira estão nas sondas espaciaisUlysses,PROBA,Rosetta,StardusteNew Horizons.A poeira coletada na Terra ou coletada no espaço e devolvida por missões espaciais de retorno de amostra é então analisada por cientistas de poeira em seus respectivos laboratórios em todo o mundo. Uma grande instalação de armazenamento de poeira cósmica fica noCentro Espacial Lyndon B. Johnson.

Aluz infravermelhapode penetrar nas nuvens de poeira cósmica, permitindo-nos observar as regiões de formação deestrelase os centros dasgaláxias.OTelescópio Espacial SpitzerdaNASAé o maior telescópio infravermelho já lançado ao espaço. Foi transportado por um fogueteDelta IIdeCabo Canaveral,Flórida,em 25 de agosto de 2003. Durante sua missão, o Spitzer obteve imagens e espectros detectando aradiação térmicaemitida por objetos no espaço entre comprimentos de onda de 3 e 180micrômetros.A maior parte dessa radiação infravermelha é bloqueada pela atmosfera da Terra e não pode ser observada do solo. As descobertas do Spitzer revitalizaram os estudos da poeira cósmica. Um relatório mostrou algumas evidências de que a poeira cósmica é formada perto de umburaco negro supermassivo.[18]

Outro mecanismo de detecção é apolarimetria.Os grãos de poeira não são esféricos e tendem a se alinhar acampos magnéticosinterestelares, polarizando preferencialmente a luz das estrelas que passa pelas nuvens de poeira. No espaço interestelar próximo, onde o avermelhamento interestelar não é intenso o suficiente para ser detectado, a polarimetria óptica de alta precisão foi usada para recolher a estrutura de poeira dentro daBolha Local.[19]

Em 2019, os pesquisadores encontraram poeira interestelar naAntártica,que se relacionam com aNuvem Interestelar Local.A detecção de poeira interestelar na Antártica foi feita pela medição dos radionuclídeos Fe-60 e Mn-53 porespectrometria de massa com aceleradorde alta sensibilidade.[20]

Propriedades radioativas

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HH 151é um jato brilhante de material brilhante seguido por uma pluma intrincada de gás e poeira em tons de laranja[21]

Uma partícula de poeira interage com aradiação eletromagnéticade uma forma que depende de suaseção transversal,docomprimento de ondada radiação eletromagnética e da natureza do grão: seuíndice de refração,tamanho, etc. O processo de radiação para um grão individual é chamado deemissividade,dependendo dofator de eficiênciado grão. Outras especificações relacionadas ao processo de emissividade incluemextinção,dispersão,absorçãooupolarização.Nas curvas de emissão de radiação, várias assinaturas importantes identificam a composição das partículas de poeira emissoras ou absorventes.

Partículas de poeira podem espalhar a luz de maneira não uniforme. A luzdispersa para frenteé a luz que é redirecionada ligeiramente para fora de seu caminho pordifração,e a luzretroespalhadaé a luz refletida.

A dispersão e extinção ( "escurecimento" ) da radiação fornecem informações úteis sobre os tamanhos dos grãos de poeira. Por exemplo, se o(s) objeto(s) nos dados de alguém são muitas vezes mais brilhantes na luz visível dispersa para frente do que na luz visível dispersa para trás, então entende-se que uma fração significativa das partículas tem cerca de ummicrômetrode diâmetro.

A dispersão da luz dos grãos de poeira em fotografias visíveis de longa exposição é bastante perceptível emnebulosas de reflexãoe dá pistas sobre as propriedades de dispersão de luz da partícula individual. Em comprimentos de onda de raios-X, muitos cientistas estão investigando o espalhamento de raios-X pela poeira interestelar, e alguns sugeriram que asfontes astronômicas de raios-Xpossuiriam halos difusos, devido à poeira.[22]

Poeira estelar

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Ver artigo principal:Grãos presolares

Os grãos de poeira estelar (também chamados degrãos presolarespelosmeteoríticas)[23]estão contidos emmeteoritos,dos quais são extraídos em laboratórios terrestres. A poeira estelar era um componente da poeira nomeio interestelarantes de sua incorporação aos meteoritos. Os meteoritos armazenam esses grãos de poeira estelar desde que os meteoritos se reuniram pela primeira vez nodisco de acreção planetário,há mais de 4 bilhões de anos. Os chamadoscondritos carbonáceossão reservatórios especialmente férteis de poeira estelar. Cada grão de poeira estelar existia antes de aTerraser formada.Poeira estelaré um termo científico que se refere a grãos de poeira refratária que se condensaram do resfriamento de gases ejetados de estrelas presolares individuais e incorporados à nuvem a partir da qual oSistema Solarse condensou.[24]

Muitos tipos diferentes de poeira estelar foram identificados por medições em laboratório da composição isotópica altamente incomum dos elementos químicos que compõem cada grão de poeira estelar. Esses grãos minerais refratários podem ter sido anteriormente revestidos com compostos voláteis, mas eles se perdem na dissolução da matéria do meteorito em ácidos, deixando apenas minerais refratários insolúveis. Encontrar os núcleos dos grãos sem dissolver a maior parte do meteorito foi possível, mas difícil e trabalhoso (vejagrãos presolares).

Muitos novos aspectos danucleossínteseforam descobertos a partir das razões isotópicas dentro dos grãos de poeira estelar.[25]Uma propriedade importante da poeira estelar é a natureza dura, refratária e de alta temperatura dos grãos. Proeminentes sãocarboneto de silício,grafite,óxido de alumínio,espineladealumínioe outros sólidos que condensariam em alta temperatura de um gás de resfriamento, como emventos estelaresou na descompressão do interior de umasupernova.Eles diferem muito dos sólidos formados em baixa temperatura no meio interestelar.

Também importantes são suas composições isotópicas extremas, que se espera que não existam em nenhum lugar do meio interestelar. Isso também sugere que a poeira estelar condensada dos gases deestrelasindividuais antes dosisótopospoderia ser diluída pela mistura com o meio interestelar. Isso permite que as estrelas de origem sejam identificadas. Por exemplo, os elementos pesados dentro dos grãos de carboneto de silício (SiC) são isótopos deprocesso squase puros, encaixando sua condensação dentro dos ventos das estrelasgigantes vermelhasAGB,visto que as estrelas AGB são a principal fonte de nucleossíntese do processo s e têm atmosferas observadas por astrônomos sejam altamente enriquecidos em elementos de processo dragados.

Outro exemplo dramático é dado pelos chamados condensados de supernova, geralmente abreviados pela sigla para SUNOCON (de SUperNOva CONdensate)[24]para distingui-los de outra poeira estelar condensada em atmosferas estelares. SUNOCON contêm em seu cálcio uma abundância excessivamente grande[26]de44Ca, demonstrando que eles condensaram contendo44Ti radioativo abundante, que tem umameia-vidade 65 anos. Os núcleos de saída de44Ti estavam, portanto, ainda "vivos" (radioativos) quando o SUNOCON se condensou cerca de 1 ano no interior da supernova em expansão, mas teria se tornado umradionuclídeo extinto(especificamente44Ca) após o tempo necessário para se misturar com o gás interestelar. Sua descoberta comprovou a previsão[27]de 1975 de que seria possível identificar SUNOCON dessa forma. Os SUNOCON de SiC (de supernovas) são apenas cerca de 1% tão numerosos quanto a poeira estelar de SiC de estrelas AGB.

A poeira estelar em si (SUNOCON e grãos AGB que vêm de estrelas específicas) é apenas uma fração modesta da poeira cósmica condensada, formando menos de 0.1% da massa dos sólidos interestelares totais. O grande interesse pela poeira estelar deriva de novas informações que ela trouxe para as ciências daevolução estelare danucleossíntese.

Laboratórios estudaram sólidos que existiam antes da formação da Terra.[28]Isso já foi considerado impossível, especialmente na década de 1970, quando os cosmoquímicos estavam confiantes de que oSistema Solarcomeçou como um gás quente,[29]virtualmente desprovido de quaisquer sólidos remanescentes, que teriam sido vaporizados por alta temperatura. A existência de poeira estelar provou que essa imagem histórica estava incorreta.

Algumas propriedades

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A poeira cósmica é feita de grãos de poeira e agregados em partículas de poeira. Essas partículas têm formato irregular, com porosidade variando defofaacompacta.A composição, tamanho e outras propriedades dependem de onde a poeira é encontrada e, inversamente, uma análise composicional de uma partícula de poeira pode revelar muito sobre a origem da partícula de poeira. A poeira nomeio interestelardifuso geral, grãos de poeira emnuvens densas,poeira deanéis planetáriosepoeira circunstelarsão diferentes em suas características. Por exemplo, os grãos em nuvens densas adquiriram um manto degeloe, em média, são maiores do que as partículas de poeira no meio interestelar difuso.Partículas de poeira interplanetária(IDP) são geralmente maiores ainda.

A maior parte do influxo de matéria extraterrestre que cai naTerraé dominada pormeteoroidescom diâmetros na faixa de 50 a 500micrômetros,de densidade média 2 g/cm3(com porosidade em torno de 40%). A taxa de influxo total de sítios meteoríticos da maioria dos deslocados internos capturados naestratosferada Terra varia entre 1 a 3 g/cm3,com uma densidade média em torno de 2 g/cm3.[30]

Outras propriedades específicas de poeira: napoeira circunstelar,os astrônomos encontraram assinaturas moleculares deCO,carboneto de silício,silicato amorfo,hidrocarbonetos aromáticos policíclicos,geloepoliformaldeído,entre outros (no meio interestelar difuso, há evidências de silicato e grãos decarbono). Apoeira cometáriaé geralmente diferente (com sobreposição) dapoeira asteroidal.A poeira asteroidal se assemelha ameteoritos condríticos carbonáceos.A poeira cometária se assemelha a grãos interestelares que podem incluir silicatos, hidrocarbonetos aromáticos policíclicos e gelo.

Em setembro de 2020, foram apresentadas evidências de água em estado sólido no meio interestelar e, particularmente, de gelo misturado com grãos desilicato em grãosde poeira cósmica.[31]

Formação de grãos de poeira

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Os grandes grãos no espaço interestelar são provavelmente complexos, com núcleos refratários que se condensam dentro de fluxos estelares encimados por camadas adquiridas durante incursões emnuvens interestelaresdensas e frias. Esse processo cíclico de crescimento e destruição fora das nuvens foi modelado[32][33]para demonstrar que os núcleos vivem muito mais do que a vida média da massa de poeira. Esses núcleos começam principalmente com partículas de silicato condensando-se nas atmosferas degigantes vermelhasfrios e ricas emoxigênioe grãos decarbonocondensando-se nas atmosferas deestrelas de carbonofrias. As gigantes vermelhas evoluíram ou se alteraram fora dasequência principale entraram na fasegigantede sua evolução e são a principal fonte de núcleos de grãos de poeira refratária nasgaláxias.Esses núcleos refratários também são chamados de poeira estelar (seção acima), que é um termo científico para a pequena fração de poeira cósmica que se condensou termicamente dentro dos gases estelares conforme eram ejetados das estrelas. Vários por cento dos núcleos de grãos refratários se condensaram dentro de interiores em expansão desupernovas,um tipo de câmara de descompressão cósmica.Meteoríticasque estudam poeira estelar refratária (extraída demeteoritos) costumam chamá-la degrãos presolares,mas dentro dos meteoritos há apenas uma pequena fração de toda a poeira presolar. A poeira estelar se condensa dentro das estrelas por meio de uma química de condensação consideravelmente diferente da maioria da poeira cósmica, que se acumula fria na poeira preexistente nas nuvens moleculares escuras da galáxia. Essas nuvens moleculares são muito frias, normalmente menos de 50K,de modo que vários tipos de gelo podem se acumular nos grãos, em casos apenas para serem destruídos ou separados por radiação e sublimação em um componente de gás. Finalmente, conforme oSistema Solarse formou, muitos grãos de poeira interestelar foram posteriormente modificados por coalescência e reações químicas no disco deacreçãoplanetário. A história dos vários tipos de grãos no início do Sistema Solar é complicada e apenas parcialmente compreendida.

Os astrônomos sabem que a poeira é formada nos envelopes de estrelas de evolução tardia a partir de assinaturas observacionais específicas. Naluz infravermelha,a emissão a 9.7micrômetrosé uma assinatura da poeira de silicato em estrelas gigantes evoluídas e ricas em oxigênio. A emissão de 11.5 micrômetros indica a presença de pó de carboneto de silício em estrelas gigantes ricas em carbono evoluídas frias. Isso ajuda a fornecer evidências de que as pequenas partículas de silicato no espaço vieram dos envoltórios externos ejetados dessas estrelas.[34][35]

As condições no espaço interestelar geralmente não são adequadas para a formação de núcleos de silicato. Isso levaria muito tempo para ser realizado, mesmo que fosse possível. Os argumentos são que: dado um diâmetro típico de grão observadoa,o tempo para um grão atingira,e dada a temperatura do gás interestelar, levaria consideravelmente mais tempo do que a idade doUniversopara que os grãos interestelares se formassem.[36]Por outro lado, grãos são vistos recentemente se formando na vizinhança de estrelas próximas, em estrelasnovaesupernovaejetadas, e na estrelaVariável R Coronae Borealisque parecem ejetar nuvens discretas contendo gás e poeira. Portanto, a perda de massa das estrelas é, sem dúvida, onde os núcleos refratários dos grãos se formaram.

A maior parte da poeira no Sistema Solar é poeira altamente processada, reciclada do material a partir do qual o Sistema Solar se formou e subsequentemente coletada nosplanetesimaise sobras de material sólido, comocometaseasteroides,e reformada em cada uma das vidas colisionais desses corpos. Durante a história de formação do Sistema Solar, o elemento mais abundante foi (e ainda é) H2.Os elementos metálicos:magnésio,silícioeferro,que são os principais ingredientes dosplanetas rochosos,condensam-se em sólidos nas temperaturas mais altas do disco planetário. Algumas moléculas, como CO, N2,NH3e oxigênio livre, existiam em uma fase gasosa. Algumas moléculas, por exemplo,grafite(C) e SiC se condensariam em grãos sólidos no disco planetário; mas os grãos de carbono e SiC encontrados em meteoritos são presolares com base em suas composições isotópicas, ao invés da formação do disco planetário. Algumas moléculas também formaramcompostos orgânicoscomplexos e algumas moléculas formaram mantos de gelo congelados, os quais poderiam revestir os núcleos de grãos "refratários" (Mg, Si, Fe). A poeira estelar, mais uma vez, fornece uma exceção à tendência geral, pois parece estar totalmente não processada desde sua condensação térmica dentro das estrelas como minerais cristalinos refratários. A condensação do grafite ocorre no interior das supernovas à medida que se expandem e resfriam, e o faz até mesmo em gases contendo mais oxigênio do que carbono,[37]uma surpreendente química do carbono possibilitada pelo intenso ambiente radioativo das supernovas. Este exemplo especial de formação de poeira mereceu uma revisão específica.[38]

A formação do disco planetário de moléculas precursoras foi determinada, em grande parte, pela temperatura danebulosa solar.Como a temperatura da nebulosa solar diminuiu com a distância heliocêntrica, os cientistas podem inferir a origem de um grão de poeira com o conhecimento dos materiais do grão. Alguns materiais só podem ter sido formados em altas temperaturas, enquanto outros materiais de grãos só podem ter sido formados em temperaturas muito mais baixas. Os materiais em uma única partícula de poeira interplanetária frequentemente mostram que os elementos de grão se formaram em diferentes locais e em diferentes momentos na nebulosa solar. A maior parte da matéria presente na nebulosa solar original desapareceu desde então; atraído para oSol,expulso para o espaço interestelar ou reprocessado, por exemplo, como parte dosplanetas,asteroidesoucometas.

Devido à sua natureza altamente processada, os IDP (partículas de poeira interplanetária) são misturas de grãos finos de milhares a milhões de grãos minerais e componentesamorfos.Podemos imaginar um IDP como uma "matriz" de material com elementos embutidos que foram formados em diferentes momentos e locais na nebulosa solar e antes da formação da nebulosa solar. Exemplos de elementos embutidos na poeira cósmica sãoGEMS,côndruloeCAI.

Da nebulosa solar à Terra

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Com base emestudos de modelos de computadorde 2012, asmoléculas orgânicas complexasnecessárias para avida(moléculas orgânicas extraterrestres) podem ter se formado nodisco protoplanetáriode grãos de poeira ao redor doSolantes da formação daTerra.[39]De acordo com os estudos de computador, esse mesmo processo também pode ocorrer em torno de outras estrelas que adquiremplanetas.[39]

Em setembro de 2012, os cientistas daNASArelataram que oshidrocarbonetos aromáticos policíclicos(PAH), submetidos às condições domeio interestelar(ISM), são transformados, por meio dahidrogenação,oxigenaçãoehidroxialquilação,emcompostos orgânicosmais complexos, "um passo ao longo do caminho em direção aosaminoácidosenucleotídeos,as matérias-primas dasproteínase doDNA,respectivamente ".[40][41]Além disso, como resultado dessas transformações, os PAH perdem suaassinatura espectroscópica,o que poderia ser uma das razões "para a falta de detecção de PAH em grãos degelo interestelar,particularmente nas regiões externas de nuvens densas e frias ou nas camadas moleculares superiores dediscos protoplanetários".[40][41]

Em fevereiro de 2014, a NASA anunciou um banco de dados bastante atualizado[42][43]para detectar e monitorar PAH noUniverso.Segundo cientistas da NASA, mais de 20% docarbonodo Universo pode estar associado aos PAH, possíveis materiais de partida para a formação da vida.[43]Os PAH parecem ter sido formados logo após oBig Bang,são abundantes no Universo,[44][45][46]e estão associados a novasestrelaseexoplanetas.[43]

Em março de 2015, os cientistas da NASA relataram que, pela primeira vez, compostos orgânicos complexos de DNA eRNAda vida, incluindouracilo,citosinaetimina,foram formados em laboratório sob condições doespaço sideral,usando produtos químicos iniciais, como apirimidina,encontrados emmeteoritos.A pirimidina, assim como os PAH, o produto químico mais rico em carbono encontrado no Universo, pode ter se formado nasgigantes vermelhasou em poeira interestelar e nuvens de gás, segundo os cientistas.[47]

Algumas nuvens "empoeiradas" no Universo

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OSistema Solartem sua próprianuvem de poeira interplanetária,assim como os sistemas extrasolares. Existem diferentes tipos de nebulosas com diferentes causas físicas e processos:nebulosa difusa,nebulosa de reflexãoinfravermelha (IR),remanescente de supernova,nuvem molecular,regiões H II,regiões de fotodissociaçãoenebulosa escura.

A distinção entre esses tipos de nebulosa é que diferentes processos de radiação estão em ação. Por exemplo, as regiões H II, como aNebulosa de Órion,onde ocorre uma grande formação de estrelas, são caracterizadas como nebulosas de emissão térmica. Remanescentes de supernovas, por outro lado, como aNebulosa do Caranguejo,são caracterizados como emissão não-térmica (radiação síncrotron).

Algumas das regiões empoeiradas mais conhecidas noUniversosão as nebulosas difusas noCatálogo Messier,por exemplo: M1,M8,M16,M17,M20,M42,M43.[48]

Alguns dos maiores catálogos de poeira cósmica são Sharpless (1959) A Catalogue of HII Regions, Lynds (1965) Catalogue of Bright Nebulae, Lynds (1962) Catalogue of Dark Nebulae, van den Bergh (1966) Catalogue of Reflection Nebulae, Green (1988) Rev. Reference Cat. of Galactic SNRs, The National Space Sciences Data Center (NSSDC),[49]e CDS Online Catalogs.[50]

Retorno de amostra de poeira cósmica

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A missãoStardustdoprograma Discoveryfoi lançada em 7 de fevereiro de 1999 para coletar amostras dacomadocometa81P/Wild,bem como amostras de poeira cósmica. Ele devolveu amostras àTerraem 15 de janeiro de 2006. Na primavera de 2014, foi anunciada a recuperação de partículas de poeira interestelar das amostras.[51]

Ver também

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Referências

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Bibliografia

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Ligações externas

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