El nacimiento de un sistema solar está envuelto en gas y polvo. Una nube interestelar rotaria colapsa, incrementando su densidad hasta que se alcanza un punto crítico y una joven estrella comienza su rápida acreción en el centro de la nube, todavía rodeada de un disco de gas y polvo (figura 1). Conforme las estrellas evolucionan a lo largo de la llamada fase T-Tauri, buena parte de esta nube primordial de polvo es barrida por fuertes vientos estelares y fuerzas de radiación. Lo que queda de ella puede seguir acrecionando para formar planetas u otros objetos menores. El polvo que no siga este proceso puede caer en espiral hacia la estrella o colisionar con otras partículas, romperse y ser expulsado por la presión de radiación.

Las partículas mayores caerían en espiral hacia nuestra estrella, y las de menor tamaño serían barridas por la radiación solar (la luz del Sol ejerce una pequeña presión sobre todos los objetos que ilumina, lo suficientemente intensa como para acelerar a las partículas pequeñas en el vacío a modo de microscópicas velas solares).
De hecho, que haya polvo alrededor de estrellas semejantes al Sol evidencia que allí deben de existir cuerpos cometarios y asteroidales, aunque sean demasiado pequeños como para poder detectarse directamente con la tecnología disponible en la actualidad. El número de sistemas estelares con discos de polvo es, por tanto, una indicación de lo común que puede ser la formación de planetas alrededor de las estrellas.

¿Qué es el polvo interplanetario?

Es una categoría muy amplia de material que puede variar en tamaño desde partículas de diámetro inferior a la milésima de milímetro hasta bloques del tamaño de automóviles. Básicamente, cualquier objeto en órbita alrededor del Sol que es demasiado pequeño como para ser bautizado como asteroide o cometa podría considerarse "polvo", o, mejor dicho, "escombro" interplanetario. Cuando hablamos de polvo interplanetario, sin embargo, solemos referirnos a la población de menor tamaño. Las partículas que lo forman pueden tener cualquier composición, pero sólo se considera polvo interplanetario al que tenga origen natural, y, por tanto, se excluye a la "basura espacial" (los restos de cohetes y satélites artificiales inservibles que se encuentran en órbita alrededor de la Tierra o del Sol).

Historia

Tras haberse descubierto con la luz zodiacal la existencia del polvo interplanetario, fue a finales del siglo XVIII y a comienzos del XIX cuando se averiguó que este polvo podría estar siendo barrido por la Tierra. El padre de la ciencia acústica, Ernst Chladni, defendió el origen extraterrestre de los meteoros, bolas de fuego y meteoritos en 1794. La espectacular tormenta de meteoros Leónidas en 1833 (figura 4) y la observación de que los meteoros parecían emerger de un punto estacionario en la constelación Leo llevó a muchos científicos de aquel momento a concluir de forma independiente que esos meteoros tenían un origen extraterrestre.
Cerca del final del siglo XIX se recogieron pequeñas partículas esféricas de lugares profundos del fondo oceánico, y se determinó que eran químicamente similares a los meteoritos, por lo que se las denominó "esférulas cósmicas". El análisis realizado por E. J. Öpik de muestras oceánicas profundas recogidas en los años 30 del siglo XX sugirió que la Tierra estaba acumulando 8x10⁹ Kg de material meteorítico por año (unos 1.5 gramos de material por centímetro cuadrado por año). Si se empaquetase en un cubo rocoso con una densidad de 3.5 gr/cm³, su arista mediría 132 metros. Se llevaron a cabo experimentos de recolección de polvo en la primera mitad del siglo XX, colocando recipientes al aire libre, situados generalmente en los patios y tejados de los científicos. Se estudió la lluvia y la nieve, empleando métodos de separación magnética de los granos de polvo presentes en ellas, lo que proporcionó partículas de hierro-níquel, a las que se supuso un origen meteorítico. Las estimaciones realizadas acerca de la cantidad de material acumulado por la Tierra a lo largo de un año variaron en varios órdenes de magnitud, oscilando entre unos 10⁴ y 10⁸ Kg. Los métodos para estimarla dependían de observaciones de meteoros y caídas de meteoritos así como de experimentos de recogida de polvo. Se reconoció que estas estimaciones eran necesariamente incompletas. A comienzos de los años 50 del siglo pasado, Warren Thomsen colocó al aire libre durante seis meses varias latas revestidas con plástico en una granja a varios kilómetros de la ciudad de Iowa (Estados Unidos), y examinó el polvo recogido al microscopio. Estimó que las partículas esféricas magnéticas de polvo meteorítico caían a un ritmo de 2.0x10⁹ Kg/año en toda la Tierra. Este resultado (que es de dos a cuatro veces mayor que el valor consensuado actualmente) provocó críticas que se centraron en la preocupación acerca del elevado potencial de contaminación de las muestras de polvo recogidas en la superficie de la Tierra.

La parte baja de la atmósfera tiene gran cantidad de polvo terrestre en suspensión, lo que da lugar a problemas de contaminación de las muestras recogidas en ella. Estos inconvenientes se evitaron a partir de 1960, con el muestreo de polvo atmosférico a gran altitud (más de veinte kilómetros) realizado con aviones recolectores y globos sonda. A su vez, la luz zodiacal se estudió cada vez con mayor detalle, fotográficamente y con polarímetros y fotómetros fotoeléctricos. Sin embargo, el resplandor del cielo, y otros problemas atmosféricos complicaron estas investigaciones. Hacia los años sesenta del sigo pasado se pudo estudiar la luz zodiacal con sondas espaciales. Una vez que se dispuso de mejores medidas de la luz zodiacal y que se recolectaron mejor las partículas extraterrestres en la parte alta de la atmósfera, se logró un consenso acerca de la cantidad de polvo acrecionado por la Tierra cada año: unos 10⁹ Kg (más de 2700 toneladas por día).
En el último tercio del siglo XX, las sondas espaciales y los telescopios infrarrojos puestos en órbita alrededor de la Tierra han incrementado dramáticamente nuestro conocimiento acerca de la complejidad de la nube de polvo interplanetario. Al principio, a finales de los años sesenta, estas partículas se muestreaban directamente en el espacio empleando detectores de impactos (ver tabla 1).

Tabla 1. Sondas espaciales que han estudiado el polvo interplanetario.

Estos detectores cuentan el número de impactos que se producen en una placa de superficie conocida expuesta en la parte exterior de una nave espacial (figura 5). Las sondas Pioneer 8 y 9 detectaron pequeñas partículas que parecían provenir directamente desde el Sol, a las que se denominó meteoroides b. En los años setenta, los Pioneer 10 y 11 extendieron las medidas de las densidades de polvo interplanetario hasta más allá de la órbita de Júpiter.

Composición y morfología

Parte del polvo interplanetario que recoge La Tierra sobrevive a su entrada en la atmósfera a gran velocidad sin volatilizarse ni fundirse. Se han podido recoger algunas muestras de polvo interplanetario no fundido, principalmente en la Antártida, o empleando globos sonda o aviones. Este material muestra una gran variación en su porosidad. Algunos granos son estructuras delicadas constituidas por agregados de partículas menores (figura 7), mientras que otros son compactos. Cuando las partículas se funden al entrar en la atmósfera, al volver a solidificar forman las ya mencionadas "esférulas cósmicas" (figura 8), que por su forma se pueden distinguir con relativa facilidad del polvo terrestre.

Sin embargo, se han hallado evidencias químicas que sugieren que algunas muestras de polvo interplanetario pueden ser más primordiales que las propias condritas carbonáceas.

Los micrometeoritos

Las estrellas fugaces se originan por entrada de pequeñas partículas de polvo interplanetario a unos 100 Km de altitud. El brillo de estos meteoros se debe principalmente a que se ioniza (se carga eléctricamente) el gas atmosférico atravesado por la partícula interplanetaria, más que a la desintegración de ésta. Perdiendo velocidad sin desintegrarse, algunas de estas partículas quedan en suspensión formando las llamadas nubes noctilucentes. Al cabo de los años, estas partículas pueden caer hacia las capas más bajas de la atmósfera y llegar a depositarse en el suelo, en cuyo caso se las denomina micrometeoritos. Éstos suelen tener un tamaño comprendido entre 50 y 500 milésimas de milímetro.
¿Por qué las partículas muy pequeñas pueden llegar a sobrevivir a su entrada atmosférica, que puede llevarse a cabo a velocidades de hasta unos 70 Km por segundo? La razón es que su masa y volumen son muy pequeños en comparación con el área de su superficie externa. Por ello el calor que ganan por rozamiento con el aire lo pierden rápidamente por la radiación térmica que su superficie emite.
Una vez que han alcanzado la parte baja de la atmósfera, las partículas de polvo interplanetario suelen descender hasta el suelo dentro de gotas de lluvia, copos de nieve o bolas de granizo. Ello se debe a que el vapor de agua tiende a condensarse en la superficie de las motas de polvo que están en suspensión en el aire. Muchos de estos núcleos de condensación se unen formando gotas o cristales de hielo progresivamente mayores. Cuando las gotas, copos de nieve o bolas de granizo así formadas son demasiado pesadas como para seguir en suspensión, caen hasta el suelo.
Aunque los micrometeoritos caen en toda la superficie terrestre, no en todos los lugares es igual de sencillo encontrarlos. Los casquetes polares constituyen magníficas reservas de polvo interplanetario. Allí el polvo de origen terrestre es relativamente escaso, puesto que los vientos lo tienen que transportar desde grandes distancias para alcanzar las extensas planicies heladas de Groenlandia o la Antártida. De esa forma, una proporción notable de las partículas de polvo atrapadas en el hielo en estos lugares tiene origen extraterrestre (en algunos casos se han llegado a hallar del orden de 10000 micrometeoritos por gramo de polvo presente en el hielo).

el agua marina lentamente altera los micrometeoritos y los llega a disolver, de modo que los constituidos por minerales menos resistentes sólo se han hallado en los hielos polares, donde al agua, al estar casi siempre en estado sólido, no puede ejercer su poder de disolución.
La única manera definitiva de determinar si una partícula de polvo tiene o no un origen extraterrestre es realizar en ella ciertos estudios isotópicos. De un mismo elemento químico pueden existir diferentes isótopos, que se diferencian por poseer distinta masa atómica. Determinados isótopos sólo se encuentran en materiales extraterrestres, ya que son producto de los rayos cósmicos: ²⁶Al, ¹⁰Be y ⁵³Mn, por ejemplo. La realización de análisis isotópicos en muestras tan diminutas es muy costosa y sólo se lleva a cabo en laboratorios especializados.

Otros criterios para afirmar que es muy probable (aunque no seguro) que una partícula de polvo recogida en la superficie terrestre sea un micrometeorito son: que tenga una composición química semejante a la de los meteoritos condríticos, que presente minerales silicatados tales como olivinos y piroxenos (aunque estos minerales también se encuentran en muchas rocas terrestres), que presente evidencias de fusión y enfriamiento rápido (debidas a la entrada en la atmósfera), o una textura mineral característica (el término textura hace referencia al tamaño de los cristales de los minerales y a cómo se dispongan en la roca). Aunque para aplicar estos criterios no se necesita emplear un equipo tan costoso, siguen requiriendo conocimientos especializados en el tema. Normalmente, estos criterios se emplean para hacer una selección de unos cuantos candidatos, y después a los seleccionados se les practican análisis isotópicos para confirmar o desmentir su procedencia extraterrestre. Como el lector podrá comprender, la tarea de identificar candidatos a micrometeoritos puede consumir un tiempo muy considerable, puesto que ha de hacerse manualmente, mota de polvo a mota de polvo.
Los únicos micrometeoritos que se pueden identificar con cierta facilidad y fiabilidad sin hacer estudios mineralógicos o químicos son las "esférulas cósmicas", especialmente las de composición metálica. Las esférulas metálicas, constituidas fundamentalmente por hierro y níquel, sólo constituyen una pequeña parte del total de los micrometeoritos que alcanzan la superficie de La Tierra. Sin embargo, son las más fácilmente distinguibles, por su forma aproximadamente esférica, color oscuro, opacidad y pequeño tamaño (del orden de cinco centésimas de milímetro, aunque pueden ser algo mayores), y sobre todo son ferromagnéticas (son atraídas intensamente por un imán). Los ejemplares más oscuros de la figura 8 son esférulas metálicas.
Gracias a esta relativa facilidad de identificación se pueden realizar experiencias caseras para tratar de encontrar esférulas metálicas de origen extraterrestre. Para ello es necesario recoger polvo eólico, ya sea colocando recipientes al aire libre durante varias semanas, o tomando muestras de polvo acumulado en tejados o a la salida de tuberías bajantes de los mismos. Si se opta por colocar uno mismo los recipientes de recogida, es imprescindible que sean de material plástico, y no de metal. Los recipientes metálicos pueden oxidarse (generando partículas de oxihidróxidos de hierro, que tienden a ser esferoidales y algo magnéticas), o pueden liberar pequeños fragmentos metálicos que tal vez puedan llevar a confusiones.
Hay que evitar muestrear cerca de zonas urbanas y de todo tipo de instalaciones donde se utilice carbón como combustible (estufas de hogares, centrales térmicas, industrias....). Cuando se quema carbón, los minerales metálicos presentes en él pueden fundirse y generar pequeñas esférulas del todo similares a las de origen extraterrestre, que son transportadas formando parte del humo emitido en el proceso de combustión.
Una vez muestreado el polvo, se vierte un poco en una hoja de papel y se pasa lentamente un imán por debajo de la misma. Algunas partículas de polvo se moverán o saltarán al ser atraídas por el imán. Para separarlas de las demás y colocarlas en una lámina de vidrio portaobjetos se puede emplear un punzón fino o un alfiler montado en un mango. Se humedece ligeramente la punta del punzón, y se adhiere con cuidado la partícula de polvo deseada. Si mirándola con un microscopio o lupa binocular apreciamos en nuestra partícula las características indicadas arriba , muy probablemente estaremos observando una muestra polvo interplanetario que ha viajado desde un cometa o asteroide hasta nuestra mesa. En realidad, estamos continuamente rodeados por micrometeoritos: están en el aire que respiramos, en el suelo que pisamos y en el polvo que barremos en nuestras casas. Cae del orden de uno por metro cuadrado y día. ¿No invita esto a recordar que a fin de cuentas somos polvo de estrellas?

Referencias

Anselmo, L. (1992): "El polvo interplanetario" y "Polvo de cometas". En: Astronomía. Ed. Orbis-Fabri, Barcelona. Sección Sistema Solar, pp. 125-126 y 135-136. [Introducción a las características generales del polvo interplanetario.]

Maurette, M.; Jéhanno, C.; Robin, E. y Hammer, C. (1987): Characteristics and mass distribution of extraterrestrial dust from the Greenland ice cap. Nature, vol. 328, pp. 699-702. [Artículo técnico que propone una clasificación interesante de los micrometeoritos, con sus características.]

Olinger, C. T.; Maurette, M.; Walker, R. M.; Hohenberg, C. M. (1990): Neon measurements of individual Greenland sediment particles: proof of an extraterrestrial origin and comparison with EDX and morphological analyses. Earth and Planetary Science Letters, vol. 100, pp. 77-93. [Artículo técnico que hace especial hincapié en los criterios de identificación de micrometeoritos.]

Sykes, M. (2001): Interplanetary dust. En: Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Institute of Physics Publishing, Bristol, Reino Unido. 9 pp. [Resumen actualizado y bastante completo sobre el polvo interplanetario, especialmente acerca de su origen, de la historia de su conocimiento y de la dinámica y evolución de la nube zodiacal. En él se basa buena parte de este artículo. El más recomendable para no iniciados en el tema.]